Как известно, скорость света c равняется 300000 км/с. Следовательно, одна световая секунда равна 300000 км. К примеру, свет Луны, отстоящей от Земли на 384000 км, достигает Земли за 384000/300000=1,28 секунды. Расстояние от Солнца до Земли луч света преодолевает за 8,3 минуты.

Из Южного полушария можно видеть звезду Проксима Центавра (в Северном полушарии она не видна) — ближайшую к нам звезду, расположенную на расстоянии 4,3 светового года. Сириус, ярчайшая звезда из тех, что можно наблюдать на большей части Северного полушария, находится на расстоянии 8,6 светового года от Земли. В обоих случаях очевидно, что свет, который мы видим, преодолел расстояние до Земли за несколько лет или даже больше.

Туманность Ориона, называемая прекраснейшей, — это звёздная колыбель, в которой в настоящее время зарождается примерно 700 звёзд. Расположена она в 1500 световых годах от нас. Иными словами, такой, какой мы её видим сегодня, эта туманность была во времена падения Римской империи (476 год н. э.), когда от престола отрёкся император Ромул Август.

Если говорить о галактиках, то с увеличением расстояний всё становится ещё интереснее. Рассмотрим, например, галактику Андромеды, которую можно увидеть невооружённым глазом, так как она расположена не слишком далеко от Земли. Это спиральная галактика, напоминающая Млечный Путь, поэтому при взгляде на неё можно представить, что мы видим нашу галактику издалека. Галактика Андромеды удалена от нас на расстояние 700 килопарсек, то есть более 2 млн световых лет. Таким образом, сейчас мы видим эту галактику такой, какой она выглядела, когда по Земле шагали первые гоминиды.

Туманность Ориона на фотографии, сделанной космическим телескопом «Хаббл» (слева), и галактика Андромеды.

Возможно, сейчас она выглядит совершенно иначе. К примеру, сверхновая звезда SN 1987А, вспышка которой наблюдалась в 1987 году в Большом Магеллановом Облаке, годом ранее не была видна с Земли, однако к тому моменту вспышка уже произошла — чтобы свет от неё достиг Земли, потребовалось 168 тысяч лет, поскольку эта звезда находится на расстоянии 51,4 килопарсека от Земли. Гравитационные линзы позволяют увидеть очень и очень далёкие объекты, то есть объекты, удалённые на очень много световых лет. Иными словами, гравитационные линзы помогают заглянуть ещё дальше в прошлое.

Сверхновая SN1987А в Большом Магеллановом Облаке во время вспышки и четырьмя годами позже, когда всё ещё наблюдалось её световое эхо.

Прохождение одной из внутренних планет (Меркурия или Венеры) по диску Солнца, или астрономический транзит, — это явление, когда планета проходит перед Солнцем, заслоняя его часть. Прохождения планет по диску Солнца сыграли очень важную роль в истории человечества, помогая совершать прорывы в астрономии.

Астрономический транзит наблюдается в случае, когда Солнце, внутренняя планета и Земля расположены на одной линии. Точно так же располагаются планеты при солнечном затмении, только вместо Луны по диску Солнца проходит одна из планет. Так как Меркурий и Венера находятся намного дальше от нас, чем Луна, они видны как небольшое пятно на поверхности светила. Это пятно движется по его диску, и если сделать серию фотографий во время прохождения, а затем совместить их, то можно будет чётко увидеть траекторию планеты.

Слева — транзит Меркурия. Вы можете видеть траекторию его прохождения по диску Солнца. Справа — прохождение Венеры по диску Солнца.

Вы можете видеть траекторию Венеры и её размер по сравнению с Солнцем. Так как орбиты Меркурия и Венеры слегка наклонены относительно эклиптики, транзит наблюдается только когда эти планеты располагаются вблизи линии узлов (линии пересечения плоскостей их орбит с плоскостью эклиптики). Существуют достаточно сложные правила, позволяющие рассчитать периодичность астрономических транзитов. В среднем прохождение Меркурия по диску Солнца наблюдается 13 раз за 100 лет и описывается очень сложными законами.

Прохождения Венеры по диску Солнца наблюдаются ещё реже: они происходят 4 раза каждые 243 года с интервалами в 105,5; 8; 121,5 и 8 лет. Обычно рассматриваются пары прохождений с интервалом в 8 лет. Цикл в 243 года относительно стабилен, однако интервалы между отдельными прохождениями меняются, так как Венера отклоняется от орбиты под действием притяжения других планет.

Основываясь на результатах наблюдений Тихо Браге, Кеплер составил так называемые Рудольфинские, или Рудольфовы, таблицы, достаточно точно описывающие движение планет. Руководствуясь этими таблицами, в 1629 году Кеплер объявил, что Меркурий пройдёт по диску Солнца 7 ноября 1631 года, Венера — 6 декабря того же года. Он предвидел, что наблюдение этих астрономических транзитов можно будет произвести с помощью камеры-обскуры, проделав небольшое отверстие в плотно закрытом окне и спроецировав изображение Солнца на экран.

Прохождение Меркурия по диску Солнца удалось увидеть благодаря тому, что некоторые астрономы установили возле отверстия камеры-обскуры подзорную трубу и получили таким образом увеличенное изображение Солнца. Так, одно из наблюдений было произведено в Париже, где Пьер Гассенди отметил, что диаметр Меркурия, к его удивлению, составлял всего лишь 12'', то есть намного меньше, чем ожидалось. Наблюдать прохождение Венеры по диску Солнца в декабре того же года не удалось, так как оно произошло после того, как Солнце в Европе уже село.

Несколько лет спустя английский священник Джереми Хоррокс (1618–1641), изучавший математику и астрономию в Кембридже, рассчитал, что следующее прохождение Венеры по диску Солнца произойдёт 4 декабря 1639 года. В этот день Хоррокс произвёл необходимые наблюдения — в 15:15, 15:35 и 15:45 — и заметил, что диаметр Венеры составлял менее 1' (диаметр Солнца составлял примерно 30').

Джереми Хоррокс наблюдает прохождение Венеры по диску Солнца в тёмной комнате с помощью увеличительного стекла.

В 1640 году английский астроном и математик Уильям Гаскойн расположил несколько нитей в фокусе телескопа, закрепив их так, что их можно было перемещать. Так был изобретён микрометр, и телескоп из простого прибора для качественных наблюдений стал устройством для проведения точных измерений даже очень маленьких углов. Кроме того, к такому телескопу можно было присоединить размеченный круг для измерения других угловых величин.

В различных изданиях «Математических начал натуральной философии» и «Оптики» Ньютон приводит разные оценки расстояния между Землёй и Солнцем, то есть параллакса Солнца, которые варьировались от 10 до 13 м. В то время было достоверно известно лишь то, что параллакс Солнца не может превышать 15'' (реальное значение, используемое в наши дни, составляет 8,794148 м). Точное значение параллакса Солнца требовалось для корректировки астрономических таблиц, которые использовали не только астрономы, но и мореплаватели. Кроме того, доступные на тот момент знания о Солнечной системе позволяли определить относительные расстояния между всеми планетами, и оставалось вычислить лишь одно из расстояний, к примеру параллакс Солнца, в явном виде.