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有了视差的概念，我们就可以用几何学的方法来测量遥远天体的距离了。下面这张图就是用三角视差法测量距离的原理图。我们都知道，地球每年会绕太阳一圈。如果地球在春分的时候运动到图中的A点，那么半年以后，也就是秋分的时候，它会到达离A点最远的B点。现在把A点和B点当成是一个人的左眼和右眼，分别从这两个地方来观察一颗离我们不太远的星星，就会发现这颗星星在遥远天幕上的位置发生了变化。从B点看来，相对于在A点，星星的位置会向左移动。这个向左的偏移量可以转化为一个角度，叫作星星的周年视差角。科学家已经测出，地球到太阳的平均距离约为1.5亿公里，相当于地球周长的3750倍。我们通常把这个日地距离称为1个天文单位。用1个天文单位除以星星的周年视差角，就可以算出我们到这颗星星的距离。
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不过这个三角视差法是有局限性的：它无法测量与我们相距太远的星星。这是因为它们所对应的“周年视差”角度实在太小，根本测不出来。所以对于特别遥远的天体，天文学家一般采用第二种方法测量，它被称为标准烛光。
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我们都有这样的生活经验：一根点燃的蜡烛，要是放在近的地方，看起来就比较亮；要是放在远的地方，看起来就比较暗。这是为什么呢？下图就解释了其中的原理。爱因斯坦告诉我们，光是由一个个被称为光子的微小颗粒组成的。只要蜡烛的绝对亮度是固定的，则它在单位时间内发出的光子总数也是固定的。这些光子会呈球形均匀地向外扩散，随着扩散距离的增大，这个球的面积也会越来越大。因为整个球面上的光子都是由蜡烛发出的，其总数会一直保持不变，所以单位面积上的光子数目会相应减少。换句话说，在远处，我们眼睛能接收到的单位面积的光子数会减少，这也会使光的可视强度变小，所以我们才会觉得蜡烛变暗了。更重要的是，蜡烛的可视亮度与我们和蜡烛距离的平方成反比。比如说，如果距离扩大4倍，蜡烛的可视亮度就会减小到原来的1/16。
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所以蜡烛还有一个意想不到的用途：用来测量距离。只要能确定一根蜡烛在一个距离已知的地方的可视亮度，把它拿到更远的地方后，就可以通过测量新的可视亮度来计算我们到那里的距离。现在让我们开一下脑洞。我们要在天上找一种特殊的天体，它同时满足以下两个条件：1、特别亮，即使相距非常遥远也能看到；2、光学性质稳定，其绝对亮度固定不变。在这两个条件中，第二点更难满足。但只要能找到这样的天体，我们就可以把它当作蜡烛来测量宇宙间的距离。这种特殊的天体就是我们前面提到过的标准烛光。
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给大家看一张在天文学史上赫赫有名的照片。图中唯一的男士叫爱德华·皮克林，他在1877-1919年期间一直担任哈佛大学天文台的台长。在他当台长前，哈佛大学天文台根本不雇用女性，里面全都是男员工。有一次，皮克林被笨手笨脚的男助理惹火了，大骂他做事还不如自己家的女佣麻利。结果皮克林一不做二不休，干脆炒了这个人，并真的雇了自己的女佣来做台长助理。皮克林没看走眼，前女佣表现得出类拔萃。从那以后，皮克林就索性只雇女员工了。他这么做最大的理由是，当时女员工的工资都很低，还不到男员工的一半；所以只雇女员工的话，就可以多雇很多人来打工了。皮克林很快就建立了一个完全由女性组成的研究团队；她们全都没读过博士，但都对学术研究充满了渴望和热情。这张照片，就是皮克林的研究团队在1913年的合影。这些女士被称为哈佛计算员，有时也被戏称为“皮克林的后宫”。正是这么一群貌不惊人的女士，让哈佛大学天文台从一个原本不入流的小机构，一跃成为享誉世界的天文学研究中心。
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1892年，一位叫亨丽爱塔·勒维特的女士遭遇了一个巨大的不幸：刚从大学毕业的她，由于一场严重的疾病而彻底失去了听力。在那个年代的美国，受过高等教育的女性主要有三条出路：教师、护士和家庭主妇。但这次人生变故，让这三条出路都化为了泡影。不过一年后，她得到了一个在哈佛大学天文台当计算员的机会。尽管每周只能挣十美元，勒维特还是很开心地来到哈佛，加入了“皮克林的后宫”。据同事后来回忆，勒维特一直很敬业、内向、不苟言笑、与世无争。恐怕当时谁也无法想象，正是这位平凡到不能再平凡的失聪女士，第一个敲响了哥白尼日心说的丧钟。
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我们在天空中看到的绝大多数星星，其亮度都是固定不变的。但天上还有很多很奇特的星星，它们的亮度会随时间而发生改变，这就是所谓的变星。在诸多变星中有一类比较特殊的，被称为造父变星，它会像心跳一样有节奏地脉动，从而使其亮度发生周期性的改变。换句话说，造父变星会不断地由亮变暗，再由暗变亮，如此循环往复。科学上把这个变化的周期称为光变周期。一般来说，造父变星至少比太阳亮一千倍以上，所以即使相距很远，我们也能看到它。
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1908年，通过对麦哲伦星云中上千颗变星的详细研究，勒维特发现，造父变星满足一种非常奇妙的规律：在距离相同的情况下，造父变星的可视亮度和它的光变周期成正比。也就是说，一颗造父变星完成一轮完整循环所花的时间越多，它所能达到的最大亮度就越大。这个规律被称为造父变星的周光关系，也叫勒维特定律。它意味着，只要选择那些光变周期完全相同的造父变星，我们就能得到一大批绝对亮度完全相同的天体。这就是历史上发现的第一种标准烛光！这个伟大的发现，让我们能够精确测量那些极其遥远的天体的距离。从那以后，人类就不必在书斋里空想宇宙的样子，而可以用望远镜来直接地观测它。宇宙学也由此成为一门真正意义上的现代科学。
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遗憾的是，这个伟大的发现并没有给勒维特本人带来什么好处：她没有得到任何学术界的嘉奖，没有得到一个教授的职位，甚至没有得到一张博士文凭。很多年后，她依然是一个本科学历、周薪10美元的计算员。1921年，当哈罗·沙普利继任哈佛大学天文台台长的时候，勒维特终于得到了重用，被任命为恒星光谱部门的负责人。但在1921年年底，勒维特就因身患癌症而与世长辞。她被葬在了马萨诸塞州剑桥市她家族的墓地里，墓碑上没有半句关于她学术成就的记载。甚至到今天，作为开启了观测宇宙学时代的灵魂人物，勒维特依然没有得到她应得的赞誉。她在公众间毫无知名度，即使在天文学的教科书中，也只是被当成一个小小的注脚。但我相信，总有一天，勒维特会得到她在天文学史上应得的地位。这个名字，即使被放在注脚中，依然光彩照人。
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现在我们已经知道，宇宙学是一门基于距离测量的观测科学。我们也有了一些关于天文学距离的概念：地球的周长是4万公里，约为950个马拉松的总长；地球与太阳相距1.5亿公里，相当于地球周长的3750倍，它通常被称为1个天文单位。对我们的日常生活而言，这些距离全都是大得不得了的天文数字。但对于整个宇宙，它们却渺小到根本不值一提。为了描述宇宙的尺度，科学家创造了一个新概念，叫作光年。光年是光走一年的距离。它大约是94600亿公里，相当于63000多个天文单位。这是什么概念呢？目前人类造出的速度最快的飞行器就是我们熟悉的旅行者1号，它当前的速度已经超过了每秒17公里，相当于音速的50倍。这意味着，旅行者1号要想飞完1光年的路程，需要花上17000多年。要知道，真正有文字记载的人类文明史，也只有此数字的一个零头。
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好了，现在我们已经做好所有的准备，可以开始一次宇宙之旅了。我们将坐上一艘想象的宇宙飞船，从地球出发，一直漫游到宇宙的边缘。
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这次旅行的第一站是我们生活的太阳系。上面这张图大致地描绘了太阳系的面貌。太阳系的主角是位于中心的太阳，它是太阳系中唯一能发光的天体，质量占太阳系总质量的99%以上，并以其强大的引力主宰着整个太阳系，让其他天体都像朝圣一样围绕它旋转。在这些朝圣的天体中，最引人注目的是所谓的八大行星，从内到外依次为水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。正如我们在第一讲里提到的，它们都位于同一个平面（科学上称为黄道面），并且朝着同一方向绕太阳旋转。里面的4颗行星质量和体积都比较小，主要由固体构成，叫作类地行星；外面的4颗行星质量和体积都比较大，主要由气体构成，叫作类木行星。
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这么讲有点过于抽象了。我给大家看一张把八大行星等比例缩小的图，让你们直观地感受一下它们的大小。可以看到，最大的行星是木星，其半径是地球的11倍。换句话说，如果把木星当成一个容器，里面能放下1300多个地球！
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不过，木星也只是一个小角色。这次我们把太阳也纳入对比。很明显，地球就变成了一个小点了。那太阳到底有多大呢？其半径是地球的109倍。也就是说，一个太阳里能放下130万个地球！
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可能有些小朋友会问了：“太阳系中有那么多的天体，为什么就只有这8颗行星呢？”答案是，要想成为一颗行星，必须得越过两个门槛：首先，要有足够的质量，使自身的形状能一直保持为球形；其次，要有足够强的引力，能把邻近轨道的所有小天体都清除掉。这是两个很高的门槛，把太阳系内绝大多数的天体都给刷掉了。不过这个关于行星的定义非常新，是2006年在捷克首都布拉格召开的国际天文联合会上确定的。