『壹』 距離測量的方法有哪幾種各種方法的優缺點
總結來說方法有兩大類：一、直接量距；二、間接量距；
而直接量距包括：1皮尺、2、鋼尺量距等；
間接量距包括：1、視距測量、2、視插法測量、3、電磁波測量等；
直接量距的優點有：方法簡單；缺點有：受地形以及長度的影響與限制；
間接量距的有點有：不受地形限制，勞動強度低、效率高；缺點有：設施要求較多。
總結來說方法有兩大類：一、直接量距；二、間接量距；
而直接量距包括：1皮尺、2、鋼尺量距等；
間接量距包括：1、視距測量、2、視插法測量、3、電磁波測量等；
直接量距的優點有：方法簡單；缺點有：受地形以及長度的影響與限制；
間接量距的有點有：不受地形限制，勞動強度低、效率高；缺點有：設施要求較多。
『叄』 距離測量的方法有哪些
距離測量的主要方法有鋼尺量距、視距測量、電磁波測距和GPS測距等。鋼尺量距是用鋼捲尺沿地面丈量距離的方法。視距測量是指利用經諱儀或水準儀望遠鏡中的視距絲裝置按幾何光學原理測距的方法。電磁波測距是用儀器接收並發射電磁波，通過測量電磁波在待測距離上往返傳播的時間計算出距離的方法。GPS測距是利用兩台GPS接收機接收空間軌道上4顆以上GPS衛星發射的載波信號，通過一定的測量和計算方法，求出兩台GPS接收機天線相位中心距離的方法。
『肆』 距離測量有哪幾種方法光電測距儀的測距原理是什麼
距離測量有三種方法，鋼尺直接測量、儀器視距測量和光電測量。光電測距儀的原理是，儀器發射光源到光靶（擬定測距位置），測得光線返回時間，利用光速測量距離。
『伍』 測量距離的三種常用方法 急
距離測量常用的方法有量尺量距、視距測量、視差法測距和電磁波測距等.
『陸』 測定距離的方法有哪3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。