測量天體距離方法演進

Ⅰ 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。

Ⅱ 天文學中的三角測量法怎樣通過地平視差測天體的距離的！

把你的手臂伸直，伸出姆指，指向遠處的一個目標，然後分別使用左眼和右眼來觀測。你會發現，就算你的手臂絲毫不動，左右眼看到的姆指位置相對於遠處的目標來說，卻會發生變化。根據這些變化，我們就可以測出姆指到你眼睛的距離。
把這個方法擴展到天體的位置測量上，只不過左眼和右眼變成了地球在公轉軌道上的不同位置，姆指變成了被測量的天體，遠處的目標變成了更遙遠的背景天體。通過測量被測天體視位置的變化，我們就可以測量出它的距離。
這種方法就叫做三角視差測距法
在實際觀測中，常用地球兩端的兩只望遠鏡代替兩眼，在同一時刻拍下照片，進行比較，得到結論。或者在不同季節（地球位置不同）拍下同一恆星照片，測出距離與位置