當今測量天體距離的研究方法

❶ 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。

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❷ 天體距離的測量方法（太陽系外較近的天體 ）

分析恆星譜線以測定恆星距離的一種方法。以秒差距為單位的恆星距離r與它的視星等m（見星等）和絕對星等M之間存在下列關系： 5lgr=m-M +5。
根據恆星譜線的強度或寬度差異，估計恆星的絕對星等，再從觀測得到恆星的視星等，由上式求得恆星的距離。由於星際消光對M和m有影響，用分光視差法測定恆星的距離必須計及星際消光這個很復雜的因素。 目視雙星的相對軌道運動遵循開普勒第三定律，即伴星繞主星運轉的軌道橢圓的半長徑的立方與繞轉周期的平方成正比。設主星和伴星的質量分別為m1和m2，以太陽質量為單位表示,繞轉周期P以恆星年（見年）為單位表示,軌道的半長徑的線長度A以天文單位表示，這種雙星在觀測者處所張的角度 α以角秒錶示，則其周年視差π為： ，
式中α和P可從觀測得到。因此,如果知道雙星的質量,便可按上述公式求得該雙星的周年視差。如果不知道雙星的質量，則用迭代法解上式，仍可求得較可靠的周年視差。周年視差的倒數就是該雙星以秒差距為單位的距離。 移動星團的成員星都具有相同的空間速度。由於透視作用，它們的自行會聚於天球上的一點或者從某點向外發散，這個點稱為「輻射點」。知道了移動星團的輻射點位置,並從觀測得到n個成員星的自行μk 和視向速度V 噰(k=1,2,…,n)，則該星團的平均周年視差為：
式中θk為第k個成員星和輻射點的角距,堸 為 n個成員星的空間速度的平均值。這樣求得的周年視差的精度很高。但此法只適用於畢星團。其他移動星團因距離太遠，不能由觀測得到可靠的自行值。 假如各個球狀星團或星系的線直徑 D（以天文單位表示）大致是相等的，則通過觀測得到它們的角直徑d（以角秒為單位）,就可求得星團或星系的距離r（以秒差距為單位）： 。
但實際上，無論是球狀星團，還是各類星系，它們的線直徑相差不小，而且要確定它們的角直徑也很困難， 觀測表明，在光學望遠鏡和射電望遠鏡所及的空間范圍內，河外星系的譜線都有紅移現象,而且紅移量同星系的距離成正比。以r表示星系的距離，c表示光速，λ表示波長，Δλ表示波長的變化量，則： ，
式中Δλ/λ為紅移量,哈勃常數H=50公里/（秒·百萬秒差距）。因此，只要測量出星系的譜線紅移量，便可推算出星系的距離。
測定天體的距離是天體測量最重要的研究課題之一，盡管方法很多，但要得到可靠的結果是不容易的。因此，對於某一天體，應盡可能採用幾種方法分別測定它的距離，然後相互校核，才能得到可靠的結果。

❸ 人類是怎樣測量各種天體距離地球的距離的

天文學家通過使用稱為恆星視差或三角視差的方法估算空間中附近物體的距離，視差是由於觀察者視角的變化而導致的物體的視在位移。簡而言之，視察是當地球圍繞太陽旋轉時，它們在更遠的恆星背景下測量恆星的視在運動。天文學家還通過恆星星等和紅移等方法來測量天體距離。

通過測量到許多鄰近恆星的距離，天文學家已經能夠建立恆星的顏色與其內在亮度之間的關系。如果從標准距離觀察，測量了一些恆星看起來的亮度，那麼這些星星可以成為標準星等。如果一顆恆星距離太遠，無法測量它的視差，天文學家可以將它的顏色和光譜與一標准亮度相匹配，並確定它的內在亮度。通過與它的視亮度相比較，從而應用1/r^2規則來很好地測量它的距離。1/r^2法則規定光源的視亮度與其距離的平方成正比。

❹ 如何測量天體間的距離

三角視差法

測量天體之間的距離可不是一件容易的事。 天文學家把需要測量的天體按遠近不同分成好幾個等級。離我們比較近的天體，它們離我們最遠不超過100光年（1光年＝9.461012千米），天文學家用三角視差法測量它們的距離。三角視差法是把被測的那個天體置於一個特大三角形的頂點，地球繞太陽公轉的軌道直徑的兩端是這個三角形的另外二個頂點，通過測量地球到那個天體的視角，再用到已知的地球繞太陽公轉軌道的直徑，依靠三角公式就能推算出那個天體到我們的距離了。稍遠一點的天體我們無法用三角視差法測量它和地球之間的距離，因為在地球上再也不能精確地測定他它們的視差了。

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

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。

❺ 遙遠天體（達幾億光年）的距離怎麼測量

測量天體的距離有多種方法，從近到遠依次有
雷達波直接測定（太陽系內天體）
三角視差法（幾百光年以內）
造父變星法（幾千萬光年以內，可以分辨出星系中的造父變星）
光譜光度法（幾億光年以內，可以分辨出星系中的藍巨星）
I型超新星法（有I型超新星的星系，幾十億光年以內）
哈勃定律法（所有星系）
但是以上方法的誤差是從上到下依次遞增的，現在用雷達波測定天體的距離可以精確到幾十米；到了最後的哈勃定律法的誤差要到50%以上。
所以對於幾億光年的星系，使用光譜光度法比較合適；如果運氣比較好正好有I型超新星的話，也是一種不錯的選擇。

❻ 人類是如何測量各種天體距離地球的距離的採用的是什麼辦法

人類是科學測量各種天體距離地球的距離的，採用的是雷達波探測的辦法。

4.當月球部分食物發生時，地球的陰影就會落在月球上！現在我們知道了地球的大小，月球與地球的距離與太陽的距離非常非常近，所以我們知道月球的陰影實際上與地球的實際大小相似。這樣，你就可以計算出月球和地球陰影的相對大小，你就會知道月球的大小。

❼ 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。