天體測量方法

『壹』 天體測量學的研究方法

通過研究天體投影在天球上的坐標，在天球上確定一個基本參考坐標系，來
測定天體的位置和運動，這種參考坐標系，就是星表。在實際應用中，可用於大地測量、地面定位和導航。地球自轉和地殼運動，會使天球上和地球上的坐標系發生變化。為了修正這些變化，建立了時間和極移服務，進而研究天體測量學和地學的相互影響。古代的天體測量手段比較落後，只能憑肉眼觀測，對於天體測量的范圍有限。隨著時代的發展，發現了紅外線、紫外線、X射線和γ射線等波段，天體測量范圍從可見光觀測發展到肉眼不可見的領域，可以觀測到數量更多的、亮度更暗的恆星、星系、射電源和紅外源。隨著各種精密測量儀器的出現，測量的精度也逐漸提高。
在天文學產生後的一段很長時間里，人類只限於用肉眼觀測太陽、月亮、行星和恆星在天空中的位置，研究它們的位置隨時間變化的規律。在對星星測量的基礎上，古代的天文學家注意到恆星在天空的位置相對不動，由此繪制出星圖，劃分星座和編制星表；進而研究太陽、月亮及行星的運動，在測量天體視運動的基礎上編制歷法。17世紀初發明瞭望遠鏡；17世紀下半葉又創立了微積分，發現了萬有引力定律。擁有望遠鏡的巴黎天文台和格林尼治天文台相繼建立起來了。天體測量學的新發現，如光行差現象、地軸的章動現象、恆星視差的測定等等接連為人們所認識，天體測量學的成果通過時間服務和歷書編算（即授時和編歷）等，被運用到大地測量和航海事業等方面。

『貳』 如何測定行星到地球距離1.我指的是如太陽

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。
不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」。

『叄』 恆星測距法的天體測量方法

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：
⑴確定天體的化學組成；
⑵確定恆星的溫度；
⑶確定恆星的壓力；
⑷測定恆星的磁場；
⑸確定天體的視向速度和自轉等等。 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。 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）。 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。 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. 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」。
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。 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。 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。但目前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。 銀河系的較差自轉（即在離銀河系核心的距離不同處，有不同的自轉速率）對恆星的視向速度有影響。這種影響的大小與星群離太陽的距離遠近有關，因此可從視向速度的觀測中求出星群的平均距離。這個方法只能應用於離太陽不太遠，距離大約在1,200秒差距以內的恆星。
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。

『肆』 天體測量學的天體的測距方法

測量宇宙的距離好像爬樓梯一樣，從近距離到遠距離一層一層的往上爬。而測量的距離的方法也好像接力賽跑者一樣，各扮演著不同先後的角色，合力完成測量宇宙距離的任務。
距離指標需要用前一階指標來校準，自然地，不準確也逐漸累積，所以對愈大距離的天體，距離的不確定愈高。
天文學家用來作為遠距離指標的天體計有：新星、發射星雲、行星狀星雲、球狀星團、I 型超新星、星系…...其中，行星狀星雲與I 型超新星的亮度范圍明確，亮度高，是較成功的遠距離指標。
遠距離指標經常需要利用近距離指標來校準，各種量距離方式的關聯性，可以用一倒立的「距離金字塔圖（the distance pyramid）」 來表示。 精確決定地球與太陽平均距離（一天文單位，1 AU），是量測宇宙距離的基礎。
由開普勒定律，可以推算出金星與地球的最近距離約是0.28 A.U.。在金星最近地球時，用金星表面的雷達回波 時間，可找出（誤差小於一公里）
1 AU = 149,597,870 公里≒1.5* 10^8 公里
測距適用范圍：～1AU。 以地球和太陽間的平均距離為底線，觀測恆星在六個月間隔，相對於遙遠背景恆星的視差。恆星的距離d
d （秒差距，pc) = 1/ p （視差角，秒弧）
1 pc 定義為造成一秒視差角的距離，等於3.26 光年。地面觀測受大氣視寧度的限制，有效的觀測距離約為100 pc （～300 光年）。在地球大氣層外的Hipparcos 衛星與哈勃望遠鏡，能用視差法量測更遠的恆星，范圍可推廣到1000 pc。
測距適用范圍：～1,000 pc。 如果星體的視星等為mV，絕對星等MV，而以秒差距為單位的星體距離是d。它們間的關系稱為距離模數
mV - MV = -5 + 5lgd
如果知道恆星的光譜分類 與光度分類 ，由赫羅圖 可以找出恆星的光度。更進一步，可以算出或由赫羅圖讀出恆星的絕對星等，代入距離模數公式，即可以找出恆星的距離。
因為主序星的分布較集中在帶狀區域，所以光譜視差法常用主序星為標的。利用鄰近的恆星，校準光譜視差法的量測。另也假設遠處的恆星的組成與各項性質，大致與鄰近恆星類似。誤差常在25% 以上，。（註：本銀河系直徑約30 Kpc)
測距適用范圍：～7Mpc。
例：若某恆星的視星等為+15 ，其光譜判定為G2 V 的恆星『i從赫羅圖讀出該星的絕對星等為+5 ，代入距離模數公式15 - 5 = 5 log d - 5 ，求出該星的距離d= 1000 pc = 3260 光年。 位在不穩定帶的後主序帶恆星，其亮度有周期性的變化（周光曲線），而綜合許多變星的周光關系，可以發現變星亮度變化周期與恆星的光度成正比（參見周光關系）。用來做距離指標的變星種類主要有造父變星(I 型與Ⅱ 型）與天琴座RR型變星。
測定變星的光譜類別後，由周光圖可以直接讀出它的光度（絕對星等）。由變星的視星等和絕對星，利用距離模數公式，
mV - MV = -5 + log10d
即可定出變星的距離。目前發現，最遠的造父變星 在M 100，距離我們約17 Mpc。
測距適用范圍：～17 Mpc。 平均每年可以觀測到數十顆外星系的超新星。大部份的超新星（I 型與Ⅱ 型） 的最大亮度多很相近，天文學家常假設它們一樣，並以它們做為大距離的指標。
以造父變星校準超新星的距離，以找出I 型與Ⅱ 型星分別的平均最大亮度。由超新星的光度曲線 ，可以決定它的歸類。對新發現的超新星，把最大視亮度（mV) 與理論最大絕對亮度（MV) 帶入距離模數公式，即可找出超新星的距離。
Ⅱ 型超新星受外層物質的干擾，平均亮度的不確定性較高，I 型超新星較適合做為距離指標。
測距適用范圍：> 1000 Mpc。 漩渦星系的氫21 公分線，因星系自轉而有杜卜勒加寬。由譜線加寬的程度，可以找出譜線的位移量Δλ，並求出星系的漩渦臂在視線方向的速度Vr，
Δλ/λo = Vr/c = Vsin i/c
i 為觀測者視線與星系盤面法線的夾，由此可以推出漩渦星系的旋轉速率。Tulley 與Fisher 發現，漩渦星系的光度與自轉速率成正比，現在稱為Tulley-Fisher 關系。
量漩渦星系的旋轉速率，可以知道漩渦星系的光度，用距離模數公式，就可以找出漩渦星系的距離。Tulley-Fisher 關系找出的距離，大致與I 型超新星同級，可互為對照。
註：現常觀測紅外線區譜線，以避免吸收。
測距適用范圍：> 100 Mpc。 幾乎所有星系相對於本銀河系都是遠離的，其遠離的徑向速度可用多普勒效應來測量星系的紅位移 ，進而找出星系遠離的速度。
1929年Edwin Hubble得到遠離徑向速度與星系距離的關系
哈勃定律
Vr = H*d
其中
Vr = 星系的徑向遠離速度
H = 哈勃常數=87 km/(sec*Mpc)
d = 星系與地球的距離以Mpc 為單位。
哈柏定律是一個很重要的距離指標，量得星系的遠離速度，透過哈柏定律可以知道星系的距離。
例：
室女群（Vigro cluster) 的徑向遠離速度為 Vr =1180 km/sec， 室女群與地球的距離為 d = Vr/H = 1180/70 = 16.8 Mpc。
測距適用范圍：宇宙邊緣。 紅超巨星
假設各星系最亮的紅超巨星絕對亮度都是MV = -8 ，受解析極限的限制，適用范圍與光譜視差法相同。測距適用范圍：～7Mpc。
新星
假設各星系最亮的新星，絕對亮度都是MV = -8。測距適用范圍：～20 Mpc。
HⅡ 區
假設其他星系最亮的HⅡ區之大小，和本銀河系相當。（定H Ⅱ區的邊界困難，不準度很高） 行星狀星雲
假設星系行星狀星雲，光度分布的峰值在MV = - 4.48。測距適用范圍：～30 Mpc。
球狀星團
假設星系周圍的球狀星團，光度分布的峰值在MV = - 6.5。測距適用范圍：～50 Mpc。
Faber-Jackson 關系、D-σ關系
Faber-Jackson 關系與Tulley-Fisher 關系類似，適用於橢圓星系。Faber-Jackson 關系：橢圓星系邊緣速率分布寬度σ的四次方與星系的光度成正比。
D-σ關系：橢圓星系邊緣速率分布寬度σ與星系的大小D 成正比。測距適用范圍：> 100 Mpc。
星系
假設其他更遠的星系團，與室女星系團中最亮的星系都具有相同的光度MV = -22.83。測距適用范圍：～4,000 Mpc。

『伍』 觀測星星有哪些方法

觀測星星的整體運動而不僅僅是一條光線。假如，一顆行星在一平面內運行，在引力周圍的中心恆星的移動將會引起星球在幾年之內向觀測者靠近或遠離。這將會使恆星的閃爍頻率有微小而可測的變化，但其作用甚微，木星引起太陽以每秒12米的徑向速度前進或後退，從而產生了小於千萬分之3的光線頻率的變化。盡管大多數研究星球徑向速度的方法只能精確到每秒幾百米，但是有些研究者已找到更精確的系統來觀測行星。

加拿大維多利亞大學的布魯斯?坎貝爾和他的同事最近使用莫納殼西死火山上的3.6米長的加拿大和法國聯合研製的夏威夷式的望遠鏡完成了一項歷時7年的研究工作。他們在望遠鏡信號束中用氰氟化物打開了一個洞，用以標定這顆恆星的光譜。包括德克薩斯大學的麥克唐納天文台在內的許多研究小組也使用了同樣的技術，不同的是，麥克唐納天文台使用碘胞作為標定光譜的標准。盡管這些研究進行了7年，但至今仍未發現任何行星，他們本應能夠在觀測的恆星周圍發現巨大的行星。

到現在為止這些計劃尚無一成功，這使人們認識到想要找到木星大小的一顆行星都是如此艱難，而要找到地球大小的行星更是難上加難。據安吉爾來看，甚至是用改良的光學儀器從地球上來探測地球大小的行星也是不大可能的。因此，大概需要把觀測點移到太空中，即使在太空中觀測也並非易事。就算可以成功地避開地球大氣層的影響，要找到地球大小的行星的清楚影像，需要有2倍於哈勃太空間望遠鏡大小和10倍光滑度的空間望遠鏡，這將耗資昂貴，並且在若干年內很難製成。

一個耗資較少的探測地球大小的行星的頻率的計劃，1994年由加利福尼亞國家航天和航空局埃姆斯研究中心的比爾?布魯克作為該局「探索」計劃的一部分提出。這個計劃主要是監測類太陽恆星的明亮度以便研究行星經過它們時引起的變化，效果同樣是很不明顯的。當地球在太陽前經過時，太陽的亮度只會減少0.01%，但這種變化會持續幾個小時，並在一個固定的時間內每年發生1次。這就使得研究小組有可能把這種情況與耀斑或恆星黑子引起的恆星亮度的隨意變化相區別。布魯克說3次這樣重復出現的情況就可以證明1個類似地球的行星的存在，並且研究者也可預測下次的通過時間。

只要觀測者大體上與恆星的行星運行軌道平面平行，小行星接近恆星就可探測到。但從幾何學角度來考慮這種可能性只有1%左右，既然沒有辦法事先知道從哪些星星著手研究，最好的辦法就是同時觀測大批的恆星，寄希望於能夠找到存在正確平面的行星和恆星，並捕捉到那些正要經過恆星的行星。這種觀測辦法需要連續不停的監測，並且最好在太空中進行，在那裡沒有陽光或壞天氣的干擾。

布魯克的研究小組將使用一個視角為10０的1米廣角的天文望遠鏡，並配備一組有極高靈敏度的探測儀。這個望遠鏡將被安置在衛星上與衛星一道進入運行軌道。研究小組選擇的觀測方向包括類似我們的太陽的5000顆星星。

1995年早些時候，一個由100多個重要人物組成的審查委員會評價說，布魯克研究小組的計劃是唯一可行的探尋類似地球行星的方法。但仍有人懷疑它的實施是否可把費用控制在「探索」計劃的財政預算之內，即每個小組不超過1.5億美元。兩個相對獨立的專門小組正在對研究小組進行評估，並決定1996年它是否可以歸入「探索」計劃。

由於類地的行星較小的質量以及對恆星較小的影響，用天體測量學的方法探尋類地的行星就需要精確到1/10微秒的儀器，只有用干涉儀才能達到此效果。從相隔一定距離的兩台望遠鏡發出的光束被混合在一起，去模擬一台帶有與兩台望遠鏡間距一樣大的鏡片的獨立望遠鏡擁有的解析度。

在位於帕薩迪納的國家航空和航天局的噴氣推進器實驗室，米歇爾?紹和他的同事們正在建造紅外式干涉儀，可使其用於高精度的天體測量儀中。他們想要探測最多40光年遠的天王星和海王星大小的太陽系外行星，正在建造的干涉儀是由兩個相距100米的40厘米望遠鏡組成的。

國家航天和航空局同時正在夏威夷的莫納克亞死火山上，安裝使用了兩個類似的10米直徑的凱克天文望遠鏡用於行星研究。一種方法是在主體望遠鏡周圍搭一些小的「分支」望遠鏡，並與主體部分中一個望遠鏡平行，構成多種組成部分的干涉儀，米歇爾相信依靠如此高精度的儀器的幫助，尋找大小介於地球與海王星之間的行星應該是可能的。

用天體測量學的方法探測類地行星的最後步驟是具有挑戰性的。類似於來自恆星黑子的影響的復雜因素可能會造成很難排除的錯誤。即使一個天體測量計劃最終成功了，我們依然無法知道所尋找的行星是否能夠居住。一個由巴黎大學的艾倫?萊熱領導進行的達爾文探測計劃，將使用以太空為基地的干涉儀尋找生命存在的信號。這部干涉儀是由1～2米為直徑、10～30米間距的兩個或多個紅外線望遠鏡組成的。

達爾文探測計劃的儀器由於許多原因將會觀察到紅外光譜。首先，恆星與行星之間紅外線的對比度比可視光線要大，這是因為類太陽恆星帶有高達5100開爾芬的溫度，主要在光譜的可視地區發射光線，而行星的溫度只有100開爾芬或更少，散射的最大值都集中於紅外線外側，盡管恆星更大的體積和更高的溫度使它在所有波長范圍內都比行星亮，但在光譜紅外線區，亮度的差別則小得多，故而行星更容易被辨別位置。在10微米的波長范圍內，地球是太陽系內最亮的行星，盡管它比太陽要暗1000萬倍。達爾文小組的干涉儀將會順利安裝好，這樣不同的光束將會互相進行破壞性干擾甚至抵消，這使得探測類地行星發射出的微弱信號比較容易。

既然氧氣在紅外線區內存在易辨認的光譜線，行星的信號可在波長6～9微米的臭氧吸收帶內探測到，在這個吸收帶內類地行星與它的中心恆星相比較時顯得相對明亮。臭氧層的出現預示著在下層的大氣中含有大量的氧氣，氧氣具有很大電抗性，經常很快地移動出大氣層中，它的出現預示氧氣被生物放射物質所代替發生光能合成。

達爾文探測計劃是歐洲航天局(ESA)考慮范圍的兩個行星探測計劃之一。從現在開始到2000年，達爾文探測計劃和其對手天體測量——GAIA計劃將被進行更細致的研究和評估，最終其中之一會被選中作為歐洲航天局的「地平線2000長遠太空」計劃(GAIA)的中流砥柱。GAIA可以勝任探測行星的任務，而在技術上，富有挑戰性的達爾文研究小組同樣可以探測到生命的痕跡。

實際上，確定一顆遙遠的行星的距離是所有任務中最艱巨的。甚至那些直接探測行星的方案，也只能看到一個光點。它需要以太空為基地的干涉儀，並配有間隔相當遠的望遠鏡。這些工作用一架航天器是無法完成的，但米歇爾?紹相信不久就可能使用不同的航天器作為這架巨大的干涉儀的部件。他設想將3艘宇宙飛船發射進入太陽系軌道中，排列成邊長為1000公里的等邊三角形，兩個是望遠鏡，第三個作為光束混合和分析的導航台。研究人員可利用激光對3艘宇宙飛船的距離進行極其精確的測量，這樣光束可以正確地混合在一起。這個計劃將構成太陽系外行星系統研究的最後一步，並將第一次具體描繪出太陽系外的行星世界。

這的確給我們描繪出一幅充滿希望的未來的藍圖。

『陸』 如何測定行星到地球距離

9一般是用三角法，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。
不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」。

『柒』 天文學家探測行星的方法有哪些

1、天體測量法天體測量法是搜尋系外行星最早期的方法。這個方法是精確地測量恆星在天空的位置及觀察那個位置如何隨著時間變動。如果恆星有一顆行星，則行星的重力將令恆星在一條微小的圓形軌道上移動。這樣一來，恆星和行星圍繞著它們共同的質心旋轉（二體問題）。由於恆星的質量比行星大得多，它的運行軌道比行星小得多。
2、視向速度法
和天體測量法相似，視向速度法同樣利用了恆星在行星重力作用下在一條微小圓形軌道上移動這個事實，但是目標是測量恆星向著地球或離開地球的運動速度。根據多普勒效應，恆星的視向速度可以從恆星光譜線的移動推導出來。
3、脈沖星計時法
脈沖星是超新星爆炸後留下來超高密度的中子星。隨著自轉，脈沖星發出極為有規律的電磁波脈沖，因此脈沖的輕微異常能顯示脈沖星的移動。和其它星體一樣，脈沖星亦會受其行星影響而運動，故此計算其脈沖變動便可估計其行星的性質。
4、凌日法
運用以上的方法可以估計系外行星的質量，而凌日法則可估計行星直徑。當行星行經其母星和地球之間（即凌），則從地球可視的母星光度便會輕微下降。光度下降的程度和母星及行星的大小相關，例如在HD 209458光度便會下降1.7%。
5、重力微透鏡法
重力微透鏡是重力透鏡現象的一種，是星體引力場導致遠處另一星體的光線路徑改變而造成類似透鏡的放大效應，這現象只會當兩個星體和地球幾乎成一直線才會出現。因為地球和星體的相對位置不斷改變，這種透鏡事件只會維持數天至數周。在過去十年，已觀測到超過一千次重力微透鏡現象。
6、恆星盤法
很多恆星都被塵埃組成的恆星盤包圍，這些塵埃吸收了恆星的光再放出紅外線，因此可以被觀測。即使塵埃的總質量還不及地球，它們的總表面積仍足反映到可觀測的紅外線。哈伯太空望遠鏡可以通過其近紅外線攝影機和多物體光譜儀觀測這些塵埃，而史匹哲太空望遠鏡可以接收更廣闊的紅外線光譜以得到更佳的影象。在太陽系附近的恆星之中，已有超過15%被發現有塵埃盤。
7、直接攝影
因為行星相比於其母星都是非常暗淡的，所以一般都會被母星的光掩蓋，故此要直接發現系外行星幾乎是不可能的。但在一些特殊情況，現代的望遠鏡亦可以直接得到系外行星的影象，例如行星體積特別大（明顯地大於木星），與母星有一段較大距離，以及較為年輕（故此溫度較高而放出強烈的紅外線）。

『捌』 天體測量學的簡介

確定天體的位置及其變化，首先要研究天體投影在天球上的坐標的表示方式、坐標之間的關系和各種坐標修正，這是球面天文學的內容。天體的位置和運動的測定屬於方位天文學的內容，是天體測量學的基礎。
天體測量依觀測所用的技術方法和發展順序，可以分為基本的、照相的、射電的和空間的四種。把已經精確測定位置的天體作為天球上各個區域的標記，選定坐標軸的指向，就可以在天球上確定一個基本參考坐標系，用它來研究天體（包括地球和人造天體）在空間的位置和運動。這種參考坐標系，通常用基本星表或綜合星表來體現。
以天體作為參考坐標，測定地面點在地球上的坐標，是實用天文學的課題，用於大地測量、地面定位和導航。地球自轉的微小變化，都會使天球上和地球上的坐標系的關系復雜化。
為了提供所需的修正值，建立了時間服務和極移服務。地球自轉與地殼運動的研究又發展成為天文地球動力學，它是天體測量學與地學各有關分支之間的邊緣學科。天體測量學的這些任務是相互聯系，相互促進的。

『玖』 天體測量的天體測量-發展歷史

古時候人們為了辨別方向、確定時間，創造出日晷和圭表來。古代天文學家為了測定星星的方位和運動，又設計製造了許多天體測量的儀器。通過對星空的觀察，將星空劃分成許多不同的星座，並編制了星表。通過對天體的測量和研究形成了早期的天文學。直到十六世紀中葉，哥白尼提出了日心體系學說，從只是單純描述天體位置、運動的經典天體測量學，發展成尋求造成這種運動力學機制的天體力學。
到18世紀末，人們已經掌握越來越多有關恆星的知識，但有一個很重要的問題還留著空白，那就是恆星究竟有多遠？19世紀30年代，終於由德天文學家貝塞耳（1784—1846年）等人找到了答案。
貝塞耳是個傑出的觀測人才，他是天體測量學的奠基者，在測量恆星的距離上表現更為突出。
他採用視差的方法來測量恆星距離。這就需要選擇一顆比較近的合適的星作為觀測對象。貝塞耳所選擇的是天鵝座61號星，這是顆肉眼剛能看到的不太亮的星，它的自行比較大，說明它很可能是顆距離比較近的星。另外，天鵝座61號星的赤緯比較高，一年中的大部分時間里都可以對它進行觀測。
對這顆恆星的位置進行觀測和測量，是從1834年9月開始的，由於後來插進來了好幾件工作，如研究柏林天文台擺鍾鍾擺的長度，迎接1835年哈雷彗星回歸和進行觀測，測量和計算緯度1°的弧長等，對天鵝座61號星視差的測量中斷了一段時間。大量觀測工作是在1837—1838年間做的。經過歸算，貝塞耳把這顆星的周年視差定為0〃．3136，約相當於10．3光年。天鵝座61號星的視差為0〃．294，相當於11光年強，比貝塞耳得出的數值大了不到1光年，可以說他的測量達到了非常精確的程度。天鵝座61號星是個雙星系統，組成雙星的兩顆子星互相繞著公共重心運動，貝塞耳很不容易地確定了這一點，這是主要的，他給出的兩子星繞轉周期為540多年，這比測定的700年周期小了一些。
就在貝塞耳測量天鵝座61號星的距離的前後，另外兩顆亮星的距離也被測定出來，一顆是南天的半人馬座α星，中名南門二，是由英國天文學家在南非測定的；另一顆是天琴座的織女星，是由俄國天文學家在愛沙尼亞測定的。這三人中，貝塞耳第一個公布了自己的測量結果，贏得了最早測定恆星距離的光榮。
1844年，貝塞耳發現大犬座α星（天狼星）和小犬座α星（南河三）的自行顯得有些不規則，他斷言這是因為它們各有顆暗伴星的緣故。他是正確的，這兩顆暗伴星都是白矮星，後來分別在1862年和1892年被發現。貝塞耳也對天王星的運動作了探索和研究，他完全有可能成為給出海王星位置的第一位天文學家，遺憾的是，先是他的助手去世，接著他自己也病倒了，1846年在柯尼斯堡與世長辭。
貝塞耳在數學、天文學方面的貢獻很多。他測定過木星的質量，在日食和彗星理論上有建樹，在地球形狀理論方面的成就是提出了貝塞耳地球橢球體。他不僅重新訂正了《布拉得雷星表》，還編制了到9等星為止的、包括75000多顆星的基本星表，這就是由後人加以擴充、出版的著名《波恩巡天星表》。
對貝塞耳的最恰當的評論來自奧伯斯，他稱贊對天鵝座61號星的測量是「把我們對宇宙的概念放在可靠的基礎之上」，並說他自己對科學發展所作的最大貢獻是識別和推薦了具有非凡才乾的貝塞耳。第1552號小行星被命名為「貝塞耳」小行星，這是對貝塞耳的最好紀念。

『拾』 天體測量學的與天體力學關系

天所謂經典天文學是指天體測量學和天體力學。天體測量學主要是研究和測量天
體的位置和運動的，它是天文學中最先發展起來的一個分支，可以說，早期天文學的內容就是天體測量學。天體力學是研究天體運動和形狀的科學，它是在天體測量學的基礎上發展起來的。開普勒提出的行星運動三定律，為天體力學的建立創造了條件。牛頓提出的萬有引力定律則奠定了天體力學的基礎。18世紀天文學的主流是為了制定歷法和航海的需要而進行的精密的子午線觀測、月球運動的觀測和日地距離的測定等，所以天體測量學佔主導地位。但在18世紀末，天體力學取得了與天體測量學並肩的地位。
無線電信號對天體表面進行測量的原理圖
天體力學與天體測量學一向是密切配合的，依靠觀測太陽、月球、大行星和小行星的大量資料和天體力學的研究方法，總結出太陽系天體（特別是地球和月球）的運動理論。它不但為太陽系演化的研究提供素材，而且是測定天文時間與導航工作的重要依據。在航天時代，天體測量技術的提高與天體力學方法的改進，更是相輔相成，互相推動。例如，研究人造衛星和宇宙飛行器的軌道，研究地球和月球運動的細節，都需要天體力學與天體測量學的配合。對恆星的位置、自行和視差觀測所得到的恆星的空間分布和運動狀態的資料，是研究天體物理學，特別是研究恆星天文所需的基本資料。對銀河系結構、星團和星協動力學演化、雙星系統和特殊恆星的研究及宇宙學的研究，都需要依據大量的天體測量資料，這就對天體測量學提出更高的要求。
隨著科學技術的發展，探空火箭、人造衛星和探測器的相繼發射，突破了地球大氣與磁場這兩道屏障，賦於天文學以嶄新的生命力。氣象衛星、測量衛星、地球資源衛星等等從環繞地球的軌道上，居高臨下仔細觀測地球，使我們對地球的認識大大前進了一步。千百年來，我們對太陽系中的其他天體只能從遠處憑跳，可望而不可及。現在，我們既能發射探測月球和各行星的衛星，並已把探測器降落到幾個行星表面，直接收集第一手材料。隨著觀測設備和手段的不斷進步，觀測的波段也由單一的光學觀測發展到全波段觀測，使X射線天文學、γ射線天文學、紅外天文學和紫外天文學等新的研究領域爭放異彩。在空間技術高度發展的21世紀，天文觀測研究已由地面觀測進入空間時代。