測量恆星距離的方法

1. 測量天體的距離的方法有哪幾種

一般是用三角法，比如說地球在春分點和秋分點時分別觀測一顆恆星對地球的角度，然後以公轉軌道半徑為基線，算出它距地球的距離

對於較近的天體（500光年以內）採用三角法測距。
500－－10萬光年的天體採用光度法確定距離。
10萬光年以外天文學家找到了造父變星作為標准，可達5億光年的范圍。
更遠的距離是用觀測到的紅移量，依據哈勃定理推算出來的。
參考資料：吳國盛 《科學的歷程》

同的天體距離要有不同的方法，摘抄如下：

天體測量方法

2.2.2光譜在天文研究中的應用

人類一直想了解天體的物理、化學性狀。這種願望只有在光譜分析應用於天文後才成為可能並由此而導致了天體物理學的誕生和發展。通過光譜分析可以：(1)確定天體的化學組成；(2)確定恆星的溫度；(3)確定恆星的壓力；(4)測定恆星的磁場；(5)確定天體的視向速度和自轉等等。

2.3天體距離的測定
人們總希望知道天體離我們有多遠，天體距離的測量也一直是天文學家們的任務。不同遠近的天體可以采不同的測量方法。隨著科學技術的發展，測定天體距離的手段也越來越先進。由於天空的廣袤無垠，所使用測量距離單位也特別。天文距離單位通常有天文單位(AU)、光年(ly)和秒差距(pc)三種。

2.3.1月球與地球的距離

月球是距離我們最近的天體，天文學家們想了很多的辦法測量它的遠近，但都沒有得到滿意的結果。科學的測量直到18世紀（1715年至1753年）才由法國天文學家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的學生拉朗德(Larand)用三角視差法得以實現。他們的結果是月球與地球之間的平均距離大約為地球半徑的60倍，這與現代測定的數值（384401千米）很接近。

雷達技術誕生後，人們又用雷達測定月球距離。激光技術問世後，人們利用激光的方向性好，光束集中，單色性強等特點來測量月球的距離。測量精度可以達到厘米量級。

2.3.2太陽和行星的距離

地球繞太陽公轉的軌道是橢圓，地球到太陽的距離是隨時間不斷變化的。通常所說的日地距離，是指地球軌道的半長軸，即為日地平均距離。天文學中把這個距離叫做一個「天文單位」(1AU)。1976年國際天文學聯合會把一個天文單位的數值定為1.49597870×1011米，近似1.496億千米。

太陽是一個熾熱的氣體球，測定太陽的距離不能像測定月球距離那樣直接用三角視差法。早期測定太陽的距離是藉助於離地球較近的火星或小行星。先用三角視差法測定火星或小行星的距離，再根據開普勒第三定律求太陽距離。1673年法國天文學家卡西尼(Dominique Cassini)首次利用火星大沖的機會測出了太陽的距離。

許多行星的距離也是由開普勒第三定律求得的，若以1AU為日地距離，「恆星年」為單位作為地球公轉周期，便有：T2＝a3。若一個行星的公轉周期被測出,就可以算出行星到太陽的距離。如水星的公轉周期為0.241恆星年，則水星到太陽的距離為0.387天文單位(AU)。

2.2.3恆星的距離

由於恆星距離我們非常遙遠，它們的距離測定非常困難。對不同遠近的恆星，要用不同的方法測定。目前，已有很多種測定恆星距離的方法：

(1)三角視差法

河內天體的距離又稱為視差，恆星對日地平均距離（a）的張角叫做恆星的三角視差(p)，則較近的恆星的距離D可表示為：

sinπ＝a/D

若π很小，π以角秒錶示，且單位取秒差距(pc)，則有：D=1/π

用周年視差法測定恆星距離，有一定的局限性，因為恆星離我們愈遠，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎，至今用這種方法測量了約10,000多顆恆星。

天文學上的距離單位除天文單位（AU）、秒差距(pc)外，還有光年(ly)，即光在真空中一年所走過的距離，相當94605億千米。三種距離單位的關系是：

1秒差距(pc)＝206265天文單位(AU)＝3.26光年＝3.09×1013千米

1光年(1y)＝0.307秒差距(pc)＝63240天文單位(Au)＝0.95×1013千米。

(2)分光視差法

對於距離更遙遠的恆星，比如距離超過110pc的恆星，由於周年視差非常小，無法用三角視差法測出。於是，又發展了另外一種比較方便的方法--分光視差法。該方法的核心是根據恆星的譜線強度去確定恆星的光度，知道了光度（絕對星等M），由觀測得到的視星等(m)就可以得到距離。

m - M= -5 + 5logD.

(3)造父周光關系測距法

大質量的恆星，當演化到晚期時，會呈現出不穩定的脈動現象，形成脈動變星。在這些脈動變星中，有一類脈動周期非常規則，中文名叫造父。造父是中國古代的星官名稱。仙王座δ星中有一顆名為造父一，它是一顆亮度會發生變化的「變星」。變星的光變原因很多。造父一屬於脈動變星一類。當它的星體膨脹時就顯得亮些，體積縮小時就顯得暗些。造父一的這種亮度變化很有規律，它的變化周期是5天8小時46分38秒鍾，稱為「光變周期」。在恆星世界裡，凡跟造父一有相同變化的變星，統稱「造父變星」。

作者： haj520520 2005-5-21 18:44 回復此發言

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2 天體測量方法

1912 年美國一位女天文學家勒維特（Leavitt 1868--1921）研究小麥哲倫星系內的造父變星的星等與光變周期時發現：光變周期越長的恆星，其亮度就越大。這就是對後來測定恆星距離很有用的「周光關系」。目前在銀河系內共發現了700多顆造父變星。許多河外星系的距離都是靠這個量天尺測量的。

(4)譜線紅移測距法

20 世紀初，光譜研究發現幾乎所有星系的都有紅移現象。所謂紅移是指觀測到的譜線的波長(l)比相應的實驗室測知的譜線的波長(l0)要長，而在光譜中紅光的波長較長，因而把譜線向波長較長的方向的移動叫做光譜的紅移，z=(l-l0)/ l0。1929年哈勃用2.5米大型望遠鏡觀測到更多的河外星系，又發現星系距我們越遠，其譜線紅移量越大。

譜線紅移的流行解釋是大爆炸宇宙學說。哈勃指出天體紅移與距離有關：Z = H*d /c，這就是著名的哈勃定律，式中Z為紅移量；c為光速；d為距離；H為哈勃常數，其值為50～80千米／(秒·兆秒差距)。根據這個定律，只要測出河外星系譜線的紅移量Z，便可算出星系的距離D。用譜線紅移法可以測定遠達百億光年計的距離。

o(∩_∩)o 如果我的回答對您有幫助，記得採納哦，感激不盡。

2. 怎樣測量恆星到我們的距離

最精確的方法是通過三角視差法，即藉助地球軌道相反一側上的兩個點來測量近旁恆星的位置。通過觀察兩次測量之間極小的角度變化，就可計算出其距離來。天文學家們對最近恆星距離我們的距離深感驚奇。事實上，銀河系中的1000億顆恆星中只有很小一部分處在該方法的測量范圍之內——對500光年之外的恆星來說，視差法就變得毫無用處了。

為了弄清星雲的距離，哈勃起初採用某種類型近距離天體的已知強度（量度）為標准，來測量銀河系之外更微弱星系中的恆星的亮度。光學中的一個有用定律告訴我們，光的亮度與其距離的平方成反比。也就是說，如果我們已經知道兩顆恆星本身的亮度相同，那麼當一顆恆星距我們的距離是另一顆的二倍之時，它的亮度則要暗四倍。

為此，哈勃利用了他對近旁新星（突然強烈地亮起來然後又暗下去的恆星）和恆星團的知識，但是，他的最為准確的測量是利用一種叫「造父變星」的特種恆星取得的。1912年，哈佛大學的亨利埃塔.萊維特就指出，這類恆星定期地變亮，該周期與其真正的亮度高度相關。兩次最亮時期之間的間隔時間越長，造父變星就越明亮。這樣，在鄰近稱作小麥哲倫星雲中的造父變星的明亮周期和明亮程度，就為測量遙遠星系中的任何造父變星的實際亮度提供了工具，而不管這些造父變星表面亮度到底如何。一旦知道了其實際亮度，就可以採用倒數平方法計算出其距離來。

哈勃也向其它星系尋找造父變星。在仔細觀察這些星雲的時候，他還發現無數的恆星團和明亮的新星。他通過對它們亮度的測量（與較近的新星和恆星團的已知亮度相比），補充和證實了他對造父變星的測量。1924年，他發現到仙女座星雲（離銀河系最近的星系）的距離為900，000光年（大約為目前改進後的測量所顯示距離的一半）。

為弄清更遠星雲的距離，哈勃又提出兩個測量標准。超過100萬光年時，他利用有造父變星星雲中最亮的恆星與更遠星系中的最亮恆星進行比較；超過600萬光年時，他將整個星雲的總發光度作為他的測量標准。這就是使得他的望遠鏡可以測量到2.5億光年的范圍。

到1929年，哈勃已經確定了銀河系之外的24個星雲的距離。這主要得益於斯里弗的工作，這些星雲的紅移程度也已經為人所知。哈勃發現，盡管較近的恆星並不是在離我們遠去，但是遙遠的星系卻在離我們而去。而且，星系越遠其退去的速度也更快。事實上，他發現在距離和速度之間存在著精確的線性關系。距離遠兩倍的星系，其遠去的速度也會高兩倍。他公布這些結果時，即在科學界引起了軒然大波，並在宇宙學中激發起更多的深入研究。

當圍繞著他的發現還存在著激烈的爭論之時，哈勃已在努力完善他的方法了。與光譜學專家M.L.赫馬森一起，哈勃通過對星系的無數次測量為距離一速度之間的相關方程提供了明確證據，並發現他們所能測量到的最遠的星系（2.5億光年）正在以每秒2，600英里的速度後退。到1936年，哈勃已經探測到了他的100英寸望遠鏡所能達到的宇宙極限。

與此同時，其他天文學家所積累起來的證據連同更大望遠鏡和更新方法所提供的證據一起，表明哈勃低估了到星系的距離。但是，新的證據也證實了距離——速度之間的關系。由於注意到了更遠星系更高的速度（時間上和空間上的距離，因為我們所觀察到的是它們遙遠的過去），天文學家得知宇宙的膨脹不只是星系以穩定步伐後退的問題。在宇宙的早期階段，星系間相互離去的速度曾經更高，現在的宇宙膨脹實際上是從劇烈的初期擴張所延續下來的減速運動。這樣，現代科學所形成的一致意見是：宇宙不只是在膨脹而且是在爆炸!

3. 最早測量恆星距離的方法是: （ ）

我說通俗點吧，剛開始可以用地球本身測量，你站在地球的一處A點，看見某顆星體的位置，再站在地球的另一端一點B（AB連線通過地心），觀察這顆星體的位置。通過這兩個視差角度加上地球的直徑，根據幾何方法就可以算出星體位置了，（已知一個底邊長，就是地球半徑，已知頂角度，就是視差覺，算垂高）這是第一步。（地球直徑很早就可以測量了，跟據同一時間不同地點光照角度差來出入量的）
第二步就是把地球半徑換成地球公轉軌道半徑，可以算出更遠的星體。具體方法同一。
第三步可以根據已知較近的星體算出較遠的星體。比方一個已知距離的星體M（較近），一個未知距離星體N（較遠），你可以觀察出兩星體的視角。設地球為O，則角MON已知，OM已知，求ON就可以了。這種方法可以測量更遠的星體。
但是現在基本不用三角視差法了，都用紅移量根據多普勒效應和哈勃定律來算得。

4. 恆星之間的距離如何確定

以公轉軌道半徑為基線，用某種方法測出地球和恆星之間的距離的方法。要計算恆星的距離，首先得知道一個距離單位──光年。光年就是光在一年當中所走過的距離。我們知道光速是30萬千米/每秒。那麼光在一年當中所走過的距離大約有10萬億千米。天文學家用它作為測量天體距離的單位。
天文學家利用三角視差法、分光視差法、星團視差法、統計視差法、造父視差法和力學視差法等，測定恆星與我們的距離。恆星距離的測定，對研究恆星的空間位置、求得恆星的光度和運動速度等，均有重要的意義。離太陽距離在16光年以內的有50多顆恆星。其中最近的是半人馬座比鄰星，距太陽約4.2光年，大約是40萬億千米。 如果地球不是繞太陽運動的，那麼從地球上看同一個恆星就不會有方向上的差異。如果地球是繞太陽運動的，那麼從地球上觀測某一顆恆星時，由於地球在其軌道上位置的變化，就必然產生方向上的差異，也就一定會有視差出現，其實，它是相對於更遠的恆星有位移。自從哥白尼提出日心地動學說以後，許多人企圖觀測恆星的視差，以此來證名哥白尼學說是否正確。但是，自哥白尼提出「日心地動」說以後300年間，沒有人測出恆星的周年視差。因此，有人開始懷疑哥白尼學說是否正確。直到1837年—1839年，幾位天文學家終於測出了恆星周年視差，這不僅建立了測量恆星距離的方法，同時也使哥白尼學說建立在更科學的基礎上。 目前，用三角視差法己測定了約10000顆恆星的距離，這些恆星視差角都不超過一角秒。更遙遠的恆星視差角非常小，很難確定它們的距離，只有用其他方法來測定了。如分光視差法、星團視差法、統計視差法以及由造父變星的周期光度關系確定視差等。

5. 如何測量遠處恆星的距離

2、請問天文學家是如何測算恆星與恆星之間的距離，請將你所用到的知識加以擴展（最好畫圖說明）（30積分）
答案：
天文學家經常用視差的方法來測量恆星之間的距離。
從不同的地方看一個物體，會昌盛該物體表象位置的變化，這種現象稱之為視差。當地球在太陽的一測時候，他們看定一顆恆星，然後在6個月後，當太陽在地球的另一測後，再看這顆恆星時，天文學家以十分遙遠的恆星作為背景，便可測出這顆恆星移動的距離。恆星移動的越少，它就越遙遠。http://www.hgtw.net.cn/lt/simple/index.php?t201.html

6. 恆星測距法的簡介

天文學家利用三角視差法、分光視差法、星團視差法、統計視差法、造父視差法和力學視差法等，測定恆星與我們的距離。恆星距離的測定，對研究恆星的空間位置、求得恆星的光度和運動速度等，均有重要的意義。離太陽距離在16光年以內的有50多顆恆星。其中最近的是半人馬座比鄰星，距太陽約4.2光年，大約是40萬億千米。
目前，用三角視差法己測定了約10000顆恆星的距離，這些恆星視差角都不超過一角秒。更遙遠的恆星視差角非常小，很難確定它們的距離，只有用其他方法來測定了。如分光視差法、星團視差法、統計視差法以及由造父變星的周期光度關系確定視差等。
如果地球不是繞太陽運動的，那麼從地球上看同一個恆星就不會有方向上的差異。如果地球是繞太陽運動的，那麼從地球上觀測某一顆恆星時，由於地球在其軌道上位置的變化，就必然產生方向上的差異，也就一定會有視差出現，其實，它是相對於更遠的恆星有位移。自從哥白尼提出日心地動學說以後，許多人企圖觀測恆星的視差，以此來證名哥白尼學說是否正確。但是，自哥白尼提出「日心地動」說以後300年間，沒有人測出恆星的周年視差。因此，有人開始懷疑哥白尼學說是否正確。直到1837年—1839年，幾位天文學家終於測出了恆星周年視差，這不僅建立了測量恆星距離的方法，同時也使哥白尼學說建立在更科學的基礎上。

7. 宇宙恆星的距離是怎樣測量的

三角視差法

河內天體的距離又稱為視差，恆星對日地平均距離（a）的張角叫做恆星的三角視差(p)，則較近的恆星的距離D可表示為：
sinπ＝a/D
若π很小，π以角秒錶示，且單位取秒差距(pc)，則有：D=1/π
用周年視差法測定恆星距離，有一定的局限性，因為恆星離我們愈遠，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎，至今用這種方法測量了約10000多顆恆星。

分光視差法

對於距離更遙遠的恆星，比如距離超過110pc的恆星，由於周年視差非常小，無法用三角視差法測出。於是，又發展了另外一種比較方便的方法--分光視差法。該方法的核心是根據恆星的譜線強度去確定恆星的光度，知道了光度（絕對星等M），由觀測得到的視星等(m)就可以得到距離。

m - M= -5 + 5logD.

移動星團法

這時我們要用運動學的方法來測量距離，運動學的方法在天文學中也叫移動星團法，根據它們的運動速度來確定距離。不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恆星是以相等和平行的速度在銀河系中移動的。在銀河系之外的天體，運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離。

造父視差法（標准燭光法）

物理學中有一個關於光度、亮度和距離關系的公式。S∝L0/r2

測量出天體的光度L0和亮度S，然後利用這個公式就知道天體的距離r。光度和亮度的含義是不一樣的,亮度是指我們所看到的發光體有多亮，這是我們在地球上可直接測量的。光度是指發光物體本身的發光本領，關鍵是設法知道它就能得到距離。天文學家勒維特發現「造父變星」，它們的光變周期與光度之間存在著確定的關系。於是可以通過測量它的光變周期來定出廣度，再求出距離。如果銀河系外的星系中有顆造父變星，那麼我們就可以知道這個星系與我們之間的距離了。那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠星系，當然要另外想辦法。

三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法，前一支的尺度是幾百光年，後一支是幾百萬光年。在中間地帶則使用統計方法和間接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度達100億光年數量級。

哈勃定律方法

哈勃指出天體紅移與距離有關：Z = Hd /c，這就是著名的哈勃定律，式中Z為紅移量；c為光速；d為距離；H為哈勃常數，其值為50～80千米／(秒·兆秒差距)。根據這個定律，只要測出河外星系譜線的紅移量Z，便可算出星系的距離D。用譜線紅移法可以測定遠達百億光年計的距離。

1929年哈勃(Edwin Hubble)對河外星系的視向速度與距離的關系進行了研究。當時只有46個河外星系的視向速度可以利用，而其中僅有24個有推算出的距離，哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關系。現代精確觀測已證實這種線性正比關系

V = H0×d

其中v為退行速度，d為星系距離，H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值為0<h0<1）為比例常數，稱為哈勃常數。這就是著名的哈勃定律。

利用哈勃定律，可以先測得紅移Δν/ν通過多普勒效應Δν/ν=V/C求出V，再求出d。

哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星系來看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠的星系間彼此散開的速度越大。

8. 怎麼測量星球和星球之間的距離

具體如下：

9. 如何測量恆星之間的距離

我們都聽說過，在談論恆星距離時，涉及的數字大得令人難以置信。也就是說，我們怎麼知道恆星到底有多遠呢？雖然計算我們的行星和另一顆恆星之間的距離有很多種方法，但有三種方法是最有效的。通過簡單的數學和邏輯推理，我們的天文學家給了我們一幅更加生動的宇宙圖景。現在坐下來，喝杯茶，讓你的大腦准備好一些不可思議的數學。

如果你知道兩個極為重要的尺寸:你兩眼之間的距離和你手指看起來跳動的角度，那麼三角法會幫助你計算出你手指距眼睛有多遠。問題是這種方法對於觀察近處的手指是適合的，但對於觀察更遠的物體就不行了。如果你嘗試對一個遠處道路末端的燈柱這樣做時，你會發現你根本不能察 覺到燈柱的任何移動——它小到無法觀察。

所以，要增加視差，眼睛必須分得更 開。天文學家利用這種效應在地球軌道的某一點做了一次觀測，然後等地球繞其軌道運行到半圈（大概需要6個月）之前做第二次觀測。知道這兩個觀測點之間的 距離便可以得到地球到太陽的距離，而且這個方法同樣可以測算出幾百光年以外 恆星與地球之間的距離。