照相天體測量方法

⑴ 天體的測量方法

地球上的觀測者至天體的空間距離。不同類型的天體距離遠近相差十分懸殊，測量的方法也各不相同。
①太陽系內的天體是一類天體，可用三角測量法測定月球和行星的周日地平視差；並根據天體力學理論進而求得太陽視差。也可用向月球或大行星發射無線電脈沖或向月球發射激光，然後接收從它們表面反射的回波，記錄電波往返時刻而直接推算天體距離。
②對於太陽系外的較近天體，三角視差法只對離太陽 100秒差距范圍以內的恆星適用。更遠的恆星三角視差太小，無法測定，要用其他方法間接測定其距離。
主要有：
分析恆星光譜的某些譜線以估計恆星的絕對星等，然後通過恆星的絕對星等與視星等的比較求其距離 ；
分析恆星光譜中星際吸收線強弱來估算恆星的距離；利用目視雙星的繞轉周期和軌道張角的觀測值來推算其距離；
通過測定移動星團的輻射點位置以及成員星的自行和視向速度來推算該星團的距離；
對於具有某種共同特徵的一群恆星根據其自行平均值估計這群星的平均距離；
利用銀河系較差自轉與恆星視向速度有關的原理從視向速度測定值求星群平均距離。
③對於太陽系外的遠天體測量距離的方法主要有：
利用天琴座RR型變星觀測到的視星等值；
利用造父變星的周光關系；
利用球狀星團或星系的角直徑測定值；
利用待測星團的主序星與已知恆星的主序星的比較；
利用觀測到的新星或超新星的最大視星等；
利用觀測到的河外星系裡亮星的平均視星等；
利用觀測到的球狀星團的累積視星等；
利用星系的譜線紅移量和哈勃定律等。

⑵ 如何測量兩個天體之間的距離

三角視差法。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，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，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。

⑶ 相對論的前提下，如何測量星體間的距離

以相對論為前提，要想知道如何測量星體間的距離，首先要理解相對論的概念。相對論是一門關於時空和引力的基本理論，主要由愛因斯坦創立，依其研究對象不同可分為狹義相對論和廣義相對論。相對論和量子力學提出後奠定了現代物理學的基礎。如果在相對論前提下，測量水星與太陽的距離，需要知道依照不同的參照系，距離會完全不同。測量方法分為幾步，首先發出一束光後接收光，再用光旅行的時間間隔乘以光速得出最後距離。天文學家通常有很多方法來確定星體距離。比如常見的主星序重疊法，我們如果認為所有的主序星都具有相同特性，那麼相同光譜型的恆星就有相同的絕對星等。去對照太陽附近恆星的赫羅圖，我們就可以求出遙遠恆星的絕對星等，進而推算出星體彼此間的距離。

⑷ 什麼是天體光度

天體光度:來自天體的有限波段范圍內的輻射流.

天體光度測量

astrophotometry

指測量來自天體的有限波段范圍內的輻射流，簡稱測光，常以星等表示。歷史上，測光是為了給出天體的亮度，幫助在復雜的星圖、星表中證認恆星。隨著測光方法日益完善和研究的逐步深入，光度測量成為研究各類天體物理性質的重要方法。對難於觀測光譜的暗弱天體，通過測光可以得到一些如同光譜研究所得的物理量。測光結果可以定出恆星的光譜型（見恆星光譜分類）和求出恆星（或星系）的距離。測光對研究宇宙結構、星際物質空間分布和恆星演化都十分有用。

測光依據的基本原理是：在相同條件下，等同的輻射流能使探測器產生同樣的響應。根據這一原理，將待測星和已知星等的星作比較，從探測器對它們的響應便可推算出待測星的星等或星等變化。比較星是事先已經確定星等的定標星，或參照定標星精確測定了星等的標準星。有時，將待測星的光譜和實驗室中的絕對黑體比較，測出以物理學的絕對單位表示的天體亮度。 探測器的響應同天體的光譜能量分布（受星際消光的影響）有關，也同儀器系統（包括望遠鏡、濾光片和輻射探測器）的分光響應以及同地球大氣消光有關。其中地球大氣消光的影響可以用專門的觀測方法改正。儀器系統的分光響應則決定測量的輻射波段。即使測量同一波段，不同測量者的儀器不可能完相同，得到的星等也不一樣，有時彼此間的關系是非線性的。測光的波帶用平均波長□□和通帶半寬□λ表示。□□是儀器系統相對分光響應曲線下面積的重心所對應的波長,□λ是該曲線上響應度等於1／2的兩點對應的波長差。依半寬的大小,天體測光可分為寬頻（□λ>300埃）、中帶（300埃>□λ>90埃）和窄帶（□λ<90埃）測光。按所用探測器的類型又可分為目視測光、照相測光、光電測光等。按觀測對象又分為面源測光和點源測光。 目視測光 以人眼為探測器，測得結果為目視星等，其平均波長大致為5500埃。目視測光在天體測光史上起過重要作用,星等標度是在目視測光基礎上建立的。以目視測光方法測量了大量恆星的星等，編制了著名的《波恩星表》(BD)等。但因目測精度低，標度不穩定，現今只在某些近距目視雙星和一些變星的測光中採用。

照相測光 用天文底片作探測器。對點光源，考濾到底片響應的非線性，必須在同一底片上拍攝待測星和一系列（從亮到暗的）星等已知的比較星。然後，用光瞳光度計或全自動底片處理機測量這些星像。由測量儀器的讀數和已知星的星等作校準曲線，從該曲線內插和歸算出待測星的星等。若待測星周圍沒有光電比較星序列，對要求不高的測光工作，現在仍間或用照相方法自定比較星序，例如可以拍一些用物理方法按已知比例減弱的恆星。用藍敏底片進行照相測光，得到照相星等，平均波長約4300埃。用對其他波長敏感的底片，並加適當的濾光片，可得到與目視星等類似的仿視星等、紅星等和紅外星等。

照相測光有許多誤差來源（如乳膠不均勻、場差、顯影時的缺點等），所以精度不如光電測光。一般均方誤差約0.05星等。此外，照相測光的動態范圍比光電測光小。照相測光的優點是能同時拍攝大面積天區的許多恆星，適宜作巡天和統計工作。如果採用線性響應的核乳膠和電子照相機，那麼，原則上只要知道一顆定標星的星等，就可得出其他一切星的星等。觀測的極限星等又可大大提高。

光電測光 主要儀器是光電光度計。因光電倍增管的線性響應和採用高精度的電子測試儀器，光電測光是准確度和靈敏度最高的測光方法，一般精度達到0.01～0.005個星等之間，較差測量時，可達0.001個星等。光電測光時，選擇適當的光闌，讓星像位於光闌中，記取儀器讀數，此數減去光闌對准夜天背景(見夜天光)時的讀數，即為星光產生的儀器響應。這個響應同星光成正比，可由此響應按星等定義直接求觀測系統的星等。通常將此星等歸算為大氣外的星等並轉化為標准系統。光電測光所得到的星等稱為光電星等。近年製成能同時個波帶或同時測量變星和比較星的多通道光電光度計，同電子計算機直接聯系起來，能迅速得到結果。光電測光適宜於測定星等標准，測量恆星亮度的快速變化，進行多色測光。這是目前應用最廣泛的測光方法。

面源測光 對具有延伸像面的天體，如星雲、星系、日、月、行星進行測光，稱為面源測光。面源測光有兩種：①研究天體視面上亮度的分布，求其明度星等（每平方角秒的星等數）；②測量天體整個視面的累積星等。照相方法測量面源亮度分布時,為建立底片特性曲線,用實驗室的管光度計拍攝校準記號；或者用特殊照相技術拍攝一些比較星的具有一定均勻密度面積的像，以避免因星像結構和大小不同而引入誤差。有的照相密度計和光電光度計的光闌(或狹縫)可沿天體延伸面像掃描，得出天體視面等光度曲線。這種測量能研究天體表面細節的物理特徵或河外星系結構。當光電測量累積星等時,光電光度計的光闌應包括整個天體視面，或用積分法求累積星等。累積星等代表天體的總輻射，也是對遙遠星系距離的一種度量。