Для довольно точного и прямого определение расстояния до сравнительно близких звезд применяется метод параллакса. Впервые в 1837 году им воспользовался русский астроном В. Я. Струве, определив параллакс Веги (0,125 угловых секунд). Для более дальних звезд удаленность рассчитывается по их спектру и светимости. Используя «стандартные свечи» (звезды-цефеиды, сверхновые) вычисляются расстояния до галактик. Ну и знаменитое красное смещение в спектрах далеких галактик отрытое Хабблом – надежный указатель размера Вселенной. В XVIII веке данные методы были технически недоступны.
Если предположить, что в указанном веке была определена видимая светимость Солнца -26,6 звездной величины, то расстояние до ближайших звезд можно было примерно прикинуть. Естественно следовало отнести Солнце к заурядным звездам первой величины. Разность светимости звезд в 1m соответствует ослаблению яркости в 2,5 раза. Вычислим во сколько раз дальше нужно поместить Солнце, чтобы оно светило как звезда первой величины
√(2,5^(26,6+1)) = 310150.
Тогда расстояние составит
310150*150000000 = 4,65* 10^13 км.
Вычислим, какой путь пролетает свет в течение года
300000*60*60*24*365,25 = 9,47*10^12 км.
Делаем расчет в световых годах, что дает наглядное представление об удаленности ближайших звезд,
4,65* 10^13/9,47*10^12 = 4,9 с. г.
Как видим, результат оказался недалеко от истины.