春秋時期，管仲就是對“距離”估算出現了一點誤差，導致沒射死公子小白，成就了后來的齊桓公；玩吃雞游戲時，遠程射擊需要對“距離”進行一定的目測和估算，這樣才能提高命中率；即便是超級英雄，兩只眼的索爾也是因為對“距離”沒估算好，沒砸中滅霸的腦袋，以至于后者一個響指，咔嚓，復聯三就結束了~~~~

從常用的直尺、卷尺，到量子力學使用的激光光柵，再到天文學中光年的換算，對距離的測量覆蓋了我們生活的各個方面。今天咱們就從微觀到宏觀來說說距離測量中的知識點，這里主要以納米、米到光年三個方面來進行描述。

一、納米：沒有最小，只有更小

把1米等分為十的九次方份，一份就是1納米。而且涉及到微觀界的單位，人們對納米接觸的最多，因為咱們用到的手機中CPU都是宣傳多少納米工藝。那么，納米是怎么測量的呢？我們先看看下面的發展歷程：

1982年，賓寧和羅爾發明了掃描隧道顯微鏡（STM）并于1986年獲得物理學諾貝爾獎；

1986年賓寧發明了原子力顯微鏡，達到橫向精度3nm和垂直方向0．1nm的分辨率；

英國國家物理研究所對各種納米測量儀器與被測對象之間的幾何與物理間的相互作用進行了詳盡的研究，其研制的微形貌納米測量儀器測量范圍是0．01nm～3nm和0．3nm～100nm。

德國科學家德赫李赫等研制了電容式位移控制微懸臂原子力顯微鏡，并進行了一系列稱為1nm級尺寸精度的計劃項目，已完成亞納米級的一維位移和微形貌的測量。

在納米級的測量中，我們看的是“沒有最小，只有更小”。拋開一堆我們平時接觸不到的高精尖設備，有一種儀器在日常應用中比較廣泛，那就是激光干涉儀。沒有，就是激光。在這里希望大家去回顧一下波的反射和干涉，激光在米級和納米級的不同應用就是使用了這兩種特性。

激光干涉儀

二、米：其實它是法制單位，而不是英制

一米的長度現在定義為“光在真空中行進1/299792458秒的距離”，那么這個299792458是怎么確定的，為什么不是1/300000000，也不是1/299000000，卻偏偏是那么奇怪的數值？

國際單位制的長度單位“米”其實是法制單位。1790年5月由法國科學家組成的特別委員會，建議以通過巴黎的地球子午線全長的四千萬分之一作為長度單位，選取古希臘文中“metron”一詞作為這個單位的名稱，后來演變為“meter”，中文譯成“米突”或“米”。

為了制造出表征米的量值的基準器，在法國天文學家捷梁布爾和密伸的領導下，于1792～1799年，對法國敦克爾克至西班牙的巴塞羅那進行了測量。1799年根據測量結果制成一根3.5毫米×25毫米短形截面的鉑質原器：鉑桿，以此桿兩端之間的距離定為1米，并交法國檔案局保管，所以也稱為“檔案米”。這就是最早的米定義，而這支米原器一直保存在巴黎檔案局里。

簡而言之，1/299792458，是用來湊“米”的長度的。米原器作為第一個全球普遍公認的關于長度的儀器，也有它的缺陷，比如說自身的損壞等等。為了避免這一情況發生，科學家又使用了諸如其他類型的、更加穩定的參考物，但是萬變不離其宗，他們的本質就是給出了“米”這一標準長度。

這就是“米”

三、光年：其實它都不是測出來的

光年是一種距離，也是一種無法“測量”或“計算”的距離；在一定意義上說，光年只是為了科普而進行的換算，天文學上是使用秒差距來進行天體的距離估算的，然后再把結果轉換成光年來進行說明。關于光年的“計算”方法，大概有一下幾種：

（1）近距離的用視差測量法。秒差距是一種最古老的，同時也是最標準的測量恒星距離的方法。它是建立在三角視差的基礎上的。從地球公轉軌道的平均半徑（一個天文單位，AU）為底邊所對應的三角形內角稱為視差。當這個角的大小為1秒時，這個三角形（由于1秒的角的所對應的兩條邊的長度差異完全可以忽略，因此，這個三角形可以想象成銳角三角形，也可以想象成等腰三角形）的一條邊的長度（地球到這個恒星的距離）就稱為1秒差距。

秒差距示意圖

（2）再遠的靠造父變星。一個光源的距離變成兩倍，亮度就降到四分之一。因此只要知道恒星的實際亮度，再與視亮度對比，就能得出距離。問題是怎么能知道實際亮度呢？

造父變星是一大類亮度會周期性變化的恒星。觀測大量造父變星發現，它們的真實亮度和亮度變化周期有確定的關系，測出它們的光變周期就能得到真實亮度，進一步測出距離。用造父變星可以測出幾百萬到上億光年以外星系的距離。

（3）更遠的靠Ia超新星。白矮星的質量有理論上限，大約1.44倍太陽質量。如果一個白矮星有個距離足夠近的伴星，它就會從伴星上吸取物質，質量逐漸增加。達到質量上限時就會爆炸，成為Ia型超新星。因此大部分Ia超新星爆發時的質量都相近，它們的亮度和光變曲線也有確定的關系。靠Ia型新星可以測出幾十億光年以外星系的距離。