科學測量方法和技巧

『壹』 怎樣測量時間

時間測量用鍾表。

鍾表的形式多種多樣：普通用的是手錶（或者懷表）；家庭用的是鍾（石英鍾、電子鍾、機械鍾）等；運動場上用的是秒錶或者有與起跑器、發令槍、終點監測機構連接的計時器；科學實驗中有更精確的時間測量儀器。另外，通過全球定位系統也能授時和測量時間。

『貳』 科學家們如何測量珠穆郎瑪峰這類高山的高度。

科學家們如何測量珠穆朗瑪峰這類高山的高度？

1. 三角測量法

1.1. 基本方法

三角測量法是一種最簡單的測繪方法。基本原理是：先要建立一條已知長度的基準線。要測量出任意兩點之間的距離，需要以這兩點為頂點構築一個三角形。基準線兩端的測繪人員便能夠根據基準線測量計算出該三角形的三個角和另外兩條邊的長度。在對大塊面積進行測繪時，測繪人員會根據基準線構築一系列的三角形，任意三角形與相鄰的三角形至少共用一條鄰邊。

2.2 在測量高山高度方面的應用

通過釋放高空探測氣球，帶著無線電探空儀器緩緩升起,可直接獲取珠峰頂部的氣壓數據，約342毫巴。然後根據氣壓-標高公式可以計算得到珠峰的高度。但是此種方法測出來的結果並不精確，因為大氣通常的情況下，氣溫和密度的分布很復雜，不可能對這個方程進行積分，所以只能利用某些假定來求得解決。由於所取的假定不同，可以得出不同形式的壓高公式。主要的假定有大氣為均質的、等溫的、多元的等。

『叄』 科學家是如何測量宇宙膨脹的都有哪些方法

在上世紀初，愛因斯坦發展了出了著名的廣義相對論，並通過數學計算得出了愛因斯坦場方程。但這一方程使愛因斯坦感到不安，因為它揭示了一個不穩定的宇宙。為了消除心中的不安，愛因斯坦在他的場方程中加入了常數λ，試圖使宇宙變成穩定狀態的。現在，我們知道宇宙確實是在膨脹的，確實是不穩定的，因此場方程中的常數λ也是衡量哈勃常數的另一種方式。

『肆』 測量方法有哪些

1、按是否直接測量被測參數，可分為直接測量和間接測量。

直接測量：直接測量被測參數來獲得被測尺寸。例如用卡尺、比較儀測量。

間接測量：測量與被測尺寸有關的幾何參數，經過計算獲得被測尺寸。

2、按量具量儀的讀數值是否直接表示被測尺寸的數值，可分為絕對測量和相對測量。

絕對測量：讀數值直接表示被測尺寸的大小、如用游標卡尺測量。

相對測量：讀數值只表示被測尺寸相對於標准量的偏差。

3、按被測表面與量具量儀的測量頭是否接觸，分為接觸測量和非接觸測量。

接觸測量：測量頭與被接觸表面接觸，並有機械作用的測量力存在。如用千分尺測量零件。

非接觸測量：測量頭不與被測零件表面相接觸，非接觸測量可避免測量力對測量結果的影響。如利用投影法、光波干涉法測量等。

4、按一次測量參數的多少，分為單項測量和綜合測量。

單項測量；對被測零件的每個參數分別單獨測量。

綜合測量：測量反映零件有關參數的綜合指標。如用工具顯微鏡測量螺紋時，可分別測量出螺紋實際中徑、牙型半形誤差和螺距累積誤差等。

5、按測量在加工過程中所起的作用，分為主動測量和被動測量。

主動測量：工件在加工過程中進行測量，其結果直接用來控制零件的加工過程，從而及時防治廢品的產生。

被動測量：工件加工後進行的測量。此種測量只能判別加工件是否合格，僅限於發現並剔除廢品。

6、按被測零件在測量過程中所處的狀態，分為靜態測量和動態測量。

靜態測量；測量相對靜止。如千分尺測量直徑。

動態測量；測量時被測表面與測量頭模擬工作狀態中作相對運動。

水準測量原理

從驗潮站的高程零點，用水準測量的方法測定設立於驗潮站附近由國家設計里的水準原點的高程，作為全國高程式控制制網的起點。我國水準原點設立在山東青島市。從國家水準原點出發，用一、二、三、四等水準測量測定布設在全國范圍內的各等水準點。

一、二等水準測量稱為精密水準測量，為全國高程式控制制網的骨幹，三、四等水準網遍布全國各地，以上總稱為國家水準點。在國家水準點的基礎的上，為每項工程建設而進行工程水準測量或為地形圖測繪而進行圖根水準測量，同城為普通水準測量。

水準測量的原理是利用水準儀提供的水平視線，在豎立在欲測定高差的兩點上的水準尺上讀數，根據讀數計算高差。

『伍』 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。

『陸』 科學測量的方法。

長度：如測量平底茶杯底部厚度。直接測不易，故先從外部測其高度，再從內部測其高度，兩者之差即為厚度。（如果是凹形底部，可從此值中減去底部厚度）
質量：如測量液體重量。液體不能放在天平托盤上，故先測出容器重量，再測出容器+液體總重，第二值減去第一值即可。

『柒』 科學當中測量體積用到的方法有哪幾種

1.一個是在杯子里裝滿水，測出水的體積v1,鐵塊扔進去，取出來後測量剩下的水體積為v2.鐵塊體積為v1-v2; 二是直接用刻度尺測出邊長a,體積為A^3; 三是用天平測出質量m,體積為質量處以密度。 2.講鐵絲密密的繞在鉛筆上，測出n層的長度m，則直徑為m/n.