跳眼法是炮兵作战时的一种简易测量方式。利用两眼单独观察某一物体时的视觉差异，指战员在不借助工具的情况下，可快速推断出目标距离。虽然测得的距离存在一定误差，但方便实用。

跳眼法是依据三角几何学设计的。在测量某个天体与地球距离时，最常用的也是与跳眼法原理相似的视差法。

公元前240年，埃及亚历山大城的图书馆馆长艾拉托色尼利用视差法，首次测定了地球半径和直径。他从各地的测量中确认了一个事实：当年6月21日中午，太阳在塞恩城处于人们头顶正上方时，塞恩城北面约792公里的亚历山大城，太阳却并不处在人们头顶正上方。利用两地间同一时间记录下的投影长度和方向，艾拉托色尼利计算出两个城市间与地球中心连线的夹角角度，再利用两个城市间已知的距离作为基线长度，推算出地球半径为6350公里，与现在精确测量的地球半径6371公里相差不大。

和艾拉托色尼利测量地球半径一样，任何使用视差法进行的测量，都必须选定两个点作为观察点，确定这两个点间的距离作为测量的基线长度。对于特定的基线长度来说，所测量物体距离不能太过遥远。因为在这种情况下，两个观察点测得的视差将小得无法分辨，视差法也就因此失效。

利用地球上两点间距离的基线，两位法国天文学家比较准确地测量了地球与月球间的距离。到了19世纪，利用小行星冲日和火星凌日期间全世界不同天文台的观测数据，天文学家又进一步较为准确地测量了地球与太阳间的距离。至此，地球上两点间的基线潜力已经被挖掘殆尽，天文学家则利用测量到的日地距离，得到了一条新的基线，来真正测量遥远的恒星。

人们在很久以前就认识到，地球自转会导致夜空中的星星在每个夜晚东升西落，地球公转及地球自转轴与地球绕太阳公转平面的夹角，又让每个季节所能观察到的星星有所变化。

然而，如果仅仅考虑这两种效应，那么星星在太空构成的球面——天球上的位置应该是固定的。如果使用非常精密的测量仪器进行测量，则会发现恒星在天球上的位置实际上会有所变动。如果我们在特定日子测量出某个恒星在天球上的位置，在半年后再进行相同的测量，就能得到恒星半年内在天球上移动的位置。

在这种测量中，地球相隔半年的两个位置就是两个观察点，而它们之间的连线则是视差法测量中的基线，长度相当于地球公转轨道的直径。而两个观察点各自与被观测恒星的连线夹角，即为视差角。根据基线长度和视差角，科学家就能计算出遥远恒星与地球间的距离。这种方法被称作周年视差法。

在几何学中，1度可被划分为60秒。如果某个天体通过周年视差法测得的视差为1秒，那么它与我们之间的距离就大约是3.259光年。天文学上将这个长度定义为长度单位秒差距。1838年，法国天文学家贝塞尔首次使用周年视差法，测得天鹅座61恒星与地球间距离为3.4秒差距，约为11光年。

周年视差法测距极限约为100秒差距，也就是300多光年。一旦天体与我们的距离高于这个值，地球公转轨道这个基线的长度就不够用了。如何测量更远的星星呢？天文学家想到利用天体本身的一些性质来确定它们与我们的距离。我们将在下期文章中予以介绍。

上图为使用周年视差法测量恒星距离的原理示意图。