在哥白尼時代人們就明白這個原理，由於儀器過於落後，連哥白尼本人也沒有很好的測量出恒星的視差。你不要小瞧這個問題，對它的探索，花費了科學家近乎3個世紀的時光。由於恒星離我們太遙遠，視差是很難測量出來的。它的難度相當於測量20千米之外的一枚5分硬幣所張的角度。直到1837年，新的望遠鏡送到人們手中，人們才第一次成功地用三角視差測量法定出恒星的距離。這個經曆了3個世紀未能攻克的難關，是在三個地方由三位天文學家攻克的。他們是德國的貝塞爾、英國的亨德遜和俄國的斯特魯維。貝塞爾選取了自行最大的恒星——天鵝座61星作為觀測對象；亨德遜選取了比較亮的半人馬座α星（中國名叫南門二）；斯特魯維選的是織女星。這三顆星離地球都比較近，很容易測出它的視差來。測出視差，我們就很容易計算出恒星離我們的距離來。到現在，已經用這種方法測定出經1萬顆恒星的距離。我們所熟知的牛郎星和織女星與我們的距離分別是16光年和27光年，而它們之間距離為14光年。可見他們相距是如此之遙遠，即使他們雙雙乘坐現代化火箭去相會，也不能年年七夕相會。更不用說牛郎還肩挑著一雙兒女，徒步“鵲橋”了。看來他倆隻得永遠地“連年”相思。哎！神話中的遺憾氛圍隻好代代相傳了。
盡管如此，三角測量方法仍存在一定的限度，對於更遙遠的天體，如超過2～3百光年的距離時，它就毫無辦法了。於是人們又想出其他的方法把量尺伸向更遠的宇宙空間。
其中最重要的方法是利用造父變星來測量恒星的距離。大部分恒星的亮度是不變的（相對來說），但有少數恒星的亮度有周期變化，有時明有時暗，變化周期大多在1天到50天之間。這種變星的典型是仙王座S星，我國古時候叫它“造父一”，因而和這顆星同類型的變星獲得了造父變星的稱號。
天文學家根據造父變星的光變周期推導出恒星的距離。
由於造父變星都是光度大的星，比太陽的光度大至幾百倍甚至幾萬倍，即使在遙遠的地方，甚至在銀河係之外一些星係內的造父變星也能觀測到。
因而利用造父變星不僅可以測量銀河係內恒星的距離，更重要的是測量出一些星係的距離。
造父變星就好像是太空中孤島上特殊的燈塔，以變幻的光芒為訊號，向天文工作者暗示孤島的距離。
造父變星測量方法，把我們的視線帶人到銀河係之外的宇宙。
測量恒星距離，是19世紀天文學上的重大成就，也是天文史上的重要裏程碑。
恒星的距離是研究恒星的重要資料，在這個基礎上，我們才能進而了解恒星的光度、質量、大小等其他性質；才能進一步探明天體係統的種種結構。
恒星的大小
星星在體積和質量等方麵的差別達到了不可思議的程度。在太陽係中，地球與太陽在直徑上相差109倍，這是行星與恒星的差異，這算不了什麼。在宇宙中，即使是在恒星之間，由於它們所處的環境以及它們發展階段的懸殊不同，其大小的差別以數10億倍來計算的。
恒星依光度的大小，我們把它分為兩類。光度大的O型、B型星及紅巨星，其光度比太陽要大千倍、萬倍堪稱星界的“巨人”。
而紅矮星、白矮星則處在另一個極端，它們和太陽相比，顯得暗淡無光，被喻為恒星界的“矮子”。
人的高矮是依據身高來辨別的，恒星的大小有無差異呢？換句話來說，怎樣才能測得恒星的大小呢？到了現代，隨著科學技術和人類探測宇宙的不斷發展，人類才真正研究起這個問題來。恒星距離的測量、恒星光譜秘密的揭示，為測得恒星的大小提供了可能。
對恒的距離的測量已經使天文學家費了九牛二虎之力，要測量恒星的大小就更加困難了。因為它們離人類實在太遠了。
太陽和月亮是我們能直接看出圓麵的天體，它們的視角直徑（即直徑對人眼所張的角度），大約為半度左右。
人眼的分辨本領是有限的，再遠的行星，人眼就無法看出它的圓麵了。
金星離地球緊近時約有1分的張角，就已超出人眼的分辨能力。
望遠鏡可以增加人眼的分辨能力。
通過不大的望遠鏡，我們可以看到金星的圓麵，它和月亮一樣，也有盈虧變化。
最遠的冥王星在大望遠鏡裏，尚能見到小小的圓麵（最大角直徑約為0″22）。
利用望遠鏡上附裝的測角儀器，可以測出它圓麵的角直徑。
可是，恒星離我們太遠，角直徑大小。
即使用最大的望遠鏡去看，也隻是一個個光點。
使用高倍率的目鏡，以增大放大的倍率，除了星象變得模糊以外，依然看不出什麼圓麵來，難道真的無能為力了嗎？不！人類探索的天性不是這樣的。
在20世紀20年代，人類才第一次完成直接測量恒星直徑工作。美國著名物理學家邁克耳孫和天文學家皮斯根據光的幹涉原理，設計了一具幹涉儀。它和2.5米的望遠鏡裝在一起。
這個幹涉儀有6米長的鋼架，架子兩端各有一個可以自由滑動的平麵鏡。
星光經過它們的反射後到達望遠鏡裏發生於涉，這時可以看到帶有細的幹涉條紋的圓麵。
移動兩麵平麵鏡，達到一定距離，這些幹涉條紋就會消失。