測量星距的方法有哪些

① 遙遠的恆星與地球的距離是如何測定的

1. 三角視差法能夠測量距離地球100光年之內的恆星。該方法通過觀測地球繞太陽公轉軌道直徑兩端的位置，並測量地球至恆星的視角，利用三角公式計算出恆星與地球的距離。
2. 對於更遠的恆星，天文學家使用開普勒第三定律來計算距離。該定律表達了行星公轉周期的平方與其軌道半長軸的立方成正比。通過觀測直接得到公轉周期，再結合已知數據，可以求解未知數，從而測定恆星距離。
3. 地球繞太陽公轉產生的視運動為測定恆星距離提供了另一種方法。天文學家在地球位於不同位置時觀測恆星，測量角度變化，從而計算出恆星與地球在不同時間的距離。盡管恆星極為遙遠，但兩段時間間隔的微小變化可以忽略不計。
4. 星團中恆星的平行軌道會聚現象是測定恆星距離的重要方法。天文學家觀察星團中群星的平行軌道，發現它們都會聚到天上的某一點。這種會聚點提供了恆星的運動方向信息。結合多普勒效應測得的視向速度和恆星相對於遙遠背景星的移動角速度，可以通過解三角形計算得出恆星距離。
5. 星團的距離也可以通過測定恆星光度和在赫羅圖上的分布規律來計算。質量較小的恆星位於主序上，且滿足主序星的顏色與光度對應關系。通過測量主序星的顏色，可以確定其光度，並與視亮度對比計算出恆星或星團的距離。
6. 總結來說，天文學家運用多種方法如三角視差法、分光視差法、星團視差法、統計視差法、造父視差法和力學視差法等，來測定恆星與地球的距離。這些方法共同構成了天文學家探索宇宙的基石。

② 宇宙恆星的距離是怎樣測量的

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10000多顆恆星。

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.

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

哈勃指出天體紅移與距離有關：Z = Hd /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。

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。

③ 恆星測距法的簡介

天文學家利用三角視差法、分光視差法、星團視差法、統計視差法、造父視差法和力學視差法等，測定恆星與我們的距離。恆星距離的測定，對研究恆星的空間位置、求得恆星的光度和運動速度等，均有重要的意義。離太陽距離在16光年以內的有50多顆恆星。其中最近的是半人馬座比鄰星，距太陽約4.2光年，大約是40萬億千米。
目前，用三角視差法己測定了約10000顆恆星的距離，這些恆星視差角都不超過一角秒。更遙遠的恆星視差角非常小，很難確定它們的距離，只有用其他方法來測定了。如分光視差法、星團視差法、統計視差法以及由造父變星的周期光度關系確定視差等。
如果地球不是繞太陽運動的，那麼從地球上看同一個恆星就不會有方向上的差異。如果地球是繞太陽運動的，那麼從地球上觀測某一顆恆星時，由於地球在其軌道上位置的變化，就必然產生方向上的差異，也就一定會有視差出現，其實，它是相對於更遠的恆星有位移。自從哥白尼提出日心地動學說以後，許多人企圖觀測恆星的視差，以此來證名哥白尼學說是否正確。但是，自哥白尼提出「日心地動」說以後300年間，沒有人測出恆星的周年視差。因此，有人開始懷疑哥白尼學說是否正確。直到1837年—1839年，幾位天文學家終於測出了恆星周年視差，這不僅建立了測量恆星距離的方法，同時也使哥白尼學說建立在更科學的基礎上。

④ 地球到其他星體的距離是如何測算出來的

1. 科學家通過觀測遙遠天體的距離，使用的主要工具是望遠鏡。
2. 地月距離的測量較為簡單，可以直接利用電磁波測距，因為二者距離很近。
3. 對於較近的恆星，科學家使用恆星視差法來測量其距離，這種方法的適用范圍是100秒差距內，即326光年以內。
4. 光譜視差法適用於測量數百萬光年乃至一千萬光年以內的天體距離。通過觀察恆星的顏色和其在赫羅圖中的位置，可以確定其絕對星等，從而計算出距離。
5. 造父變星是一種特殊的恆星，其亮度會隨時間周期性地變化。通過這種變化，可以測量5000萬光年之內的距離。
6. 對於更為遙遠的天體，科學家可以利用超新星測距方法。通過比較超新星爆發時的實際亮度和理論最大亮度，可以計算出其距離，測量范圍可達數十億光年。
7. 哈勃定律是用於測量遙遠星系距離的方法。通過觀測星系的紅移值，可以計算出其遠離我們的速度，進而得知其距離。
8. 宇宙中的天體主要是星系，因為單個恆星的發光能力不足以跨越如此遙遠的距離被我們看到。天文學家的測量結果有大量的觀測數據和理論支持。

⑤ 恆星的大小和遠近就怎麼測量出來的

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：三角視差法，分光視差法，分光視差法，造父周光關系測距法，譜線紅移測距法

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。

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.

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」。

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。

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。

威爾遜-巴普法

1957年，O.C.威爾遜和巴普兩人發現，晚型（G、K和M型）恆星光譜（見恆星光譜分類）中電離鈣的反轉發射線寬度的對數與恆星的絕對星等之間存在著線性關系。對這條譜線進行光譜分析，便可得到晚型恆星的距離。[1]

星際視差法

在恆星的光譜中出現有星際物質所產生的吸收線。這些星際吸收線的強度與恆星的距離有關：星越遠，星和觀測者之間存在的星際物質越多，星際吸收線就越強。利用這個關系可測定恆星的距離。常用的星際吸收線是最強的電離鈣的K線和中性鈉的D雙線。不過這個方法只適用於O型和早B型星，因為其他恆星本身也會產生K線和D線，這種譜線同星際物質所產生的同樣譜線混合在一起無法區分。由於星際物質分布不均勻，一般說來，用此法測得的距離，精度是不高的。

力學視差法

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。

星群視差法

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。

統計視差法

根據對大量恆星的統計分析資料，知道恆星的視差與自行之間有相當密切的關系：自行越大，視差也越大。因此對具有某種共同特徵並包含有相當數量恆星的星群，可以根據它們的自行的平均值估計它們的平均周年視差。這樣得到的結果是比較可靠的。

自轉視差法

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。

——摘自網路

恆星測距法 詞條