这块图板就是测量本身，被拆成了各个部分。左下方是地球的深红色轨道，一个蓝色标记在上面移动：半年过去，半年回来。轨道中央的金色圆盘是太阳，下方的说明写着这条轨道的半径就是天文单位——也就是三角形的底边。从标记到恒星有一条青绿色的视线，可以看到它随地球一起转动；另一条虚线留作对比——那是半年前的方向。右上方的恒星本身随之有节奏地摆动，在天空中描出一个极小的椭圆，用深红色虚线标出：这就是视差位移，两条视线之间的夹角标注为一秒。周围闪烁着视场中的恒星，正是在它们的背景上才能察觉位移。最下方是一把以光年为刻度的尺子，上面的金色标记指到三点二六——一秒差距中就有这么多光年。中间的大字是符号，在所有语言中都相同，下方是以米为单位的数值。
距离 · 天文学与宇宙学
秒差距
非国际单位制单位 · 量：距离 · 由一秒的角度定义
不出家门测量恒星距离的唯一办法，就是等上半年。在这段时间里，地球移到轨道的另一侧，一颗较近的恒星在遥远恒星的背景上会稍稍移动：先向左，再向右。这一位移的一半用角秒表示，称为视差，距离就已经包含在其中。秒差距正是视差恰好等于一秒时的距离。
名字也由此而来：“视差”加“秒”，在1913年合并而成，那时天文学家已经厌倦了在星表里写冗长的描述。随名字而来的还有最大的便利：以秒差距计的距离等于一除以以秒计的视差，观测者什么也不用换算——只需把测得的数字取倒数。一秒差距略多于三光年，并且恰好等于二十万六千二百六十四点八个天文单位。
这里的角度小得惊人：一秒相当于从四千米外看一枚两厘米的硬币，就连最近的恒星，视差也不到一秒。因此这个单位的全部历史，就是能察觉越来越细微颤动的仪器的历史：贝塞尔在1838年捕捉到三分之一秒，依巴谷卫星在九十年代达到千分之一秒，而盖亚测量的是十万分之一秒的零头，把直接测量的边界推到了银河系的另一端。
符号用小写拉丁字母书写，不加句点：pc；带词头时同样如此——kpc、Mpc、Gpc，词头保持自身的大小写。俄文写作«пк»，不可与«пс»即皮秒混淆。中文数词后直接接单位：“到银河系中心八千秒差距”。
秒差距是距离，不是时间，也不是速度，尽管电影里曾说过相反的话：汉·索罗夸口说他用不到十二秒差距跑完了凯塞尔航线，这句台词让这个错误流传不朽。秒差距也不能与光年混淆：一秒差距略多于三光年，天文学家偏爱前者，正是因为它直接来自测得的角度，而后者需要知道光速和一年的长度。
01 · 定义
一角秒 — 一秒差距秒差距是从该处看地球轨道半径张角为一角秒的距离。定义是精确固定的：一秒差距等于六十四万八千除以圆周率个天文单位；而由于天文单位本身自2012年起就是精确的米数，秒差距也是精确的。
这个系数看似神秘，其实来自简单的三角学：一弧度中有二十万六千二百六十四秒多一点，把六十四万八千除以圆周率也得到同一个数。在如此小的角度下，正切就等于角度本身，于是繁琐的关系式归结为发明这个单位的初衷：以秒差距计的距离是以秒计的视差的倒数。
这个倒数关系用起来极其方便，也同样极其残酷。方便在于，观测者得到以百分之一秒计的视差，立刻就能读出以数百秒差距计的距离。残酷在于，距离的相对误差等于角度的相对误差，而角度随距离减小：远一倍——颤动小一半，用同一台仪器，精度就差一倍。
因此直接方法总有一条视界，决定它的不是物理，而是仪器的分辨本领。地面望远镜可靠地工作到几十秒差距，依巴谷把边界推到一百，盖亚推到数万，再往外接手的就不再是角度，而是标准烛光：造父变星、超新星以及整个宇宙距离阶梯，而阶梯的第一级仍然要用视差来定标。
半年过去，半年回来
左边窗口显示的是所选仪器眼中的天空：金色恒星缓缓绕着一个深红色椭圆运行，因为地球在沿轨道运动，而暗淡的背景恒星保持不动。椭圆的大小就是视差，恒星越远，椭圆越小；金色光点周围的圆圈显示仪器究竟能以多细的程度分辨位置——当椭圆沉入这个圆圈之内，就再没有什么可测的了。右边是同一个量的图表：青绿色曲线是视差随距离的反比关系，水平线是仪器精度，竖直色带标出距离误差超过十分之一的边界。按钮可以在不同时代的仪器之间切换，能看到两百年来直接测量的边界如何从几十秒差距移到了数万秒差距。
02 · 换算
距离 · 角度 · 宇宙的尺度从角度到米，再换回来
第一个标签页中的所有换算都是精确的，因为天文单位、秒差距和光年都是通过固定的数值而不是测量来定义的。只有到天体本身的距离仍是近似的——它们才是测量的对象。
第二个标签页把距离换算成角度，反之亦然；第三个标签页展开从恒星邻域到可观测极限的尺度。
当误差较大时，角度与距离之间的倒数关系会变得很有欺骗性：如果视差的测量精度差于百分之二十，简单地取倒数会系统性地高估距离，天文学家就转而采用统计估计。在宇宙学尺度上，“距离”一词本身就分解成好几个不同的量，因为在光传播的途中宇宙在膨胀。
| 量 | 数值 | 说明 |
|---|---|---|
| {k} | {v} | {note} |
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04 · 测量仪器
量日仪 · 依巴谷 · 盖亚 · 射电干涉仪追逐一秒的两百年
量日仪与耐心
贝塞尔的仪器是这样构成的：物镜被一分为二，两半可以用螺旋移动，使所研究恒星的像与邻近恒星的像重合。螺旋读数之差给出两者之间的角度，而正因为测量的是差值，空气的抖动和装调误差都从结果中消去了。连续整整一年的观测——才弄清天鹅座第六十一号星在天空中描出一个三分之一秒大小的椭圆。
依巴谷卫星
天体测量的头号敌人是大气，只有离开空气才能战胜它。依巴谷缓慢自转，用两个视场同时看向天空的不同方向，因而能测量彼此相距遥远的恒星之间的大角度，再由这些角度缝合出统一的星表。成果是：十一万八千颗恒星的视差精度约为千分之一秒，以及银河系距离尺度的第一次可靠定标。
盖亚与微角秒
如今直接测量的极限由盖亚天文台确立：对于亮星，它测定视差的精度达到约两千万分之一秒量级，比依巴谷好五十倍。这把直接方法从太阳邻域带到了整个银河系的尺度：银河系另一端的恒星，其视差仍可测量，只是误差明显。不过精度随亮度下降，因此星表并不均匀：暗星的角度远不如亮星测得准。
甚长基线射电干涉仪
在射电波段，角分辨率不取决于反射面的大小，而取决于天线之间的距离，因此分布在不同大陆上的望远镜网络能分辨几十微角秒的细节。观测的不是恒星本身，而是恒星形成区中的致密脉泽源——它们的位置可以测得格外精确。就这样得到了银河系远侧天体的视差，同时也用一种完全独立的方法检验了光学天体测量。
05 · 书写规则
小写字母、词头、距离单位秒差距不能用来计时
符号由两个小写字母组成，词头按一般规则置于其前，而这个量始终是距离。如果文中给出视差，最好注明是以秒的哪一级分数给出的：千分之一，还是百万分之一。
第一个错误举世闻名，而且一直流传，因为电影里的那句台词后来被解释为超空间航行的特殊之处。第二个错误把秒差距换成了皮秒，二者相隔的数字相差二十八个数量级。第三个错误违反了大小写：大写的“P”表示拍，“Pc”则毫无意义。第四个错误让角度没有单位，而视差有时以秒发表，有时以千分之一秒发表。第五个错误把距离变成了时间：光走一秒差距确实需要三年零一个季度，但秒差距本身是用米来度量的，而不是用年。
06 · 相邻单位
天文单位 · 光年 · 红移秒差距有两个相邻的长度单位，还有一个在大尺度上取代它的量。前两者来源不同：一个来自太阳系，另一个来自光速。第三个已经不是长度，而是到达之光的一种性质。
地球轨道的半径，秒差距正是由它推导而来。自2012年起它等于一个精确的米数，秒差距也就继承了这种精确性：所有不确定度都留在测得的角度里，而不在定义里。
光在一个儒略年中走过的距离。在科学论文中几乎不出现，但在科普文字里不可替代，因为它立刻说明我们看到的是多久以前的过去。
在宇宙学尺度上发表的是红移，而不是秒差距：光在传播途中，空间被拉伸了，一个距离变成了好几个不同的距离。红移是直接测量的，因此比其中任何一个都可靠。
07 · 历史部分
档案 · 1838 → 1913 → 1993 → 今天由角度和恒星拼成的词
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青绿色曲线是视差，它与距离成反比地下降。深红色水平线是仪器所能分辨的。两者的交点给出金色虚线：在它右侧，测得的角度已小于其自身误差，距离只能估计而无法测量。两个世纪以来的全部天体测量，都在忙于把深红色的线压低，把金色的线向右推。
以几何为基准的单位
在 Simetrium 目录中，这是一个少见的例子：一个没有也不可能有实物基准的单位——而它并未因此失去什么。秒差距是几何地定义的：取一条已知基线，作一个一秒的角——距离便自然得出。需要保存的不是基准器，而是两个数：天文单位的长度和一弧度中的秒数，二者都被精确固定，因此这个单位本身以一切可以想象的严格程度为人所知。
不确定度不在单位里，而在测量里：百分之一秒量级的角度，必须从颤抖的空气或卫星数据中打捞出来，天体测量学家的全部工作，就是为这个角度的最后几位小数而战。这种方法的美，在于它除了几何之外不依赖任何东西：既不依赖恒星模型，也不依赖对其光度的假设，也不依赖宇宙学。因此视差构成了距离阶梯的第一级，其余一切——造父变星、超新星、红移——都以它为定标依据。
这也决定了秒差距在科学中的地位：它既不是最大的单位，也不是最精确的，却是最诚实的。它记录的正是观测者真正测到的东西——从远方看自己行星轨道的那个角度。天文学不止一次尝试用别的方式谈论距离，不依附于任何可测的东西，但每一次都回到了这个顶角为一秒的三角形。
目录 · 计量单位
每个量都有一份档案
七个 SI 基本单位，二十二个有专名的导出单位，以及若干制外量 — 少了它们，工程与历法都转不动。
天文学与距离
已打开的数据页被标出SI 基本单位
高亮的是用来表示秒差距的单位天体及其视差
角度、光年和仪器极限由表格计算| 天体 | 距离 | 视差 | 光年 | 依巴谷 | 盖亚 | 测量手段 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| {name} | {d} | {plx} | {ly} | {hip} | {gaia} | {how} |
最后两列是两个时代的仪器会给出的距离相对误差：依巴谷为千分之一秒，盖亚为百万分之二十。由此可见每个时代直接方法的边界落在哪里：依巴谷已能可靠地够到昴星团，银河系中心只有盖亚才够得着，而到了仙女座，就连盖亚的视差也不再起作用——在那里接手的是造父变星。