测量恒星距离的方法

1. 测量天体的距离的方法有哪几种

一般是用三角法，比如说地球在春分点和秋分点时分别观测一颗恒星对地球的角度，然后以公转轨道半径为基线，算出它距地球的距离

对于较近的天体（500光年以内）采用三角法测距。
500－－10万光年的天体采用光度法确定距离。
10万光年以外天文学家找到了造父变星作为标准，可达5亿光年的范围。
更远的距离是用观测到的红移量，依据哈勃定理推算出来的。
参考资料：吴国盛 《科学的历程》

同的天体距离要有不同的方法，摘抄如下：

天体测量方法

2.2.2光谱在天文研究中的应用

人类一直想了解天体的物理、化学性状。这种愿望只有在光谱分析应用于天文后才成为可能并由此而导致了天体物理学的诞生和发展。通过光谱分析可以：(1)确定天体的化学组成；(2)确定恒星的温度；(3)确定恒星的压力；(4)测定恒星的磁场；(5)确定天体的视向速度和自转等等。

2.3天体距离的测定
人们总希望知道天体离我们有多远，天体距离的测量也一直是天文学家们的任务。不同远近的天体可以采不同的测量方法。随着科学技术的发展，测定天体距离的手段也越来越先进。由于天空的广袤无垠，所使用测量距离单位也特别。天文距离单位通常有天文单位(AU)、光年(ly)和秒差距(pc)三种。

2.3.1月球与地球的距离

月球是距离我们最近的天体，天文学家们想了很多的办法测量它的远近，但都没有得到满意的结果。科学的测量直到18世纪（1715年至1753年）才由法国天文学家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的学生拉朗德(Larand)用三角视差法得以实现。他们的结果是月球与地球之间的平均距离大约为地球半径的60倍，这与现代测定的数值（384401千米）很接近。

雷达技术诞生后，人们又用雷达测定月球距离。激光技术问世后，人们利用激光的方向性好，光束集中，单色性强等特点来测量月球的距离。测量精度可以达到厘米量级。

2.3.2太阳和行星的距离

地球绕太阳公转的轨道是椭圆，地球到太阳的距离是随时间不断变化的。通常所说的日地距离，是指地球轨道的半长轴，即为日地平均距离。天文学中把这个距离叫做一个“天文单位”(1AU)。1976年国际天文学联合会把一个天文单位的数值定为1.49597870×1011米，近似1.496亿千米。

太阳是一个炽热的气体球，测定太阳的距离不能像测定月球距离那样直接用三角视差法。早期测定太阳的距离是借助于离地球较近的火星或小行星。先用三角视差法测定火星或小行星的距离，再根据开普勒第三定律求太阳距离。1673年法国天文学家卡西尼(Dominique Cassini)首次利用火星大冲的机会测出了太阳的距离。

许多行星的距离也是由开普勒第三定律求得的，若以1AU为日地距离，“恒星年”为单位作为地球公转周期，便有：T2＝a3。若一个行星的公转周期被测出,就可以算出行星到太阳的距离。如水星的公转周期为0.241恒星年，则水星到太阳的距离为0.387天文单位(AU)。

2.2.3恒星的距离

由于恒星距离我们非常遥远，它们的距离测定非常困难。对不同远近的恒星，要用不同的方法测定。目前，已有很多种测定恒星距离的方法：

(1)三角视差法

河内天体的距离又称为视差，恒星对日地平均距离（a）的张角叫做恒星的三角视差(p)，则较近的恒星的距离D可表示为：

sinπ＝a/D

若π很小，π以角秒表示，且单位取秒差距(pc)，则有：D=1/π

用周年视差法测定恒星距离，有一定的局限性，因为恒星离我们愈远，π就愈小，实际观测中很难测定。三角视差是一切天体距离测量的基础，至今用这种方法测量了约10,000多颗恒星。

天文学上的距离单位除天文单位（AU）、秒差距(pc)外，还有光年(ly)，即光在真空中一年所走过的距离，相当94605亿千米。三种距离单位的关系是：

1秒差距(pc)＝206265天文单位(AU)＝3.26光年＝3.09×1013千米

1光年(1y)＝0.307秒差距(pc)＝63240天文单位(Au)＝0.95×1013千米。

(2)分光视差法

对于距离更遥远的恒星，比如距离超过110pc的恒星，由于周年视差非常小，无法用三角视差法测出。于是，又发展了另外一种比较方便的方法--分光视差法。该方法的核心是根据恒星的谱线强度去确定恒星的光度，知道了光度（绝对星等M），由观测得到的视星等(m)就可以得到距离。

m - M= -5 + 5logD.

(3)造父周光关系测距法

大质量的恒星，当演化到晚期时，会呈现出不稳定的脉动现象，形成脉动变星。在这些脉动变星中，有一类脉动周期非常规则，中文名叫造父。造父是中国古代的星官名称。仙王座δ星中有一颗名为造父一，它是一颗亮度会发生变化的“变星”。变星的光变原因很多。造父一属于脉动变星一类。当它的星体膨胀时就显得亮些，体积缩小时就显得暗些。造父一的这种亮度变化很有规律，它的变化周期是5天8小时46分38秒钟，称为“光变周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同变化的变星，统称“造父变星”。

作者： haj520520 2005-5-21 18:44 回复此发言

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2 天体测量方法

1912 年美国一位女天文学家勒维特（Leavitt 1868--1921）研究小麦哲伦星系内的造父变星的星等与光变周期时发现：光变周期越长的恒星，其亮度就越大。这就是对后来测定恒星距离很有用的“周光关系”。目前在银河系内共发现了700多颗造父变星。许多河外星系的距离都是靠这个量天尺测量的。

(4)谱线红移测距法

20 世纪初，光谱研究发现几乎所有星系的都有红移现象。所谓红移是指观测到的谱线的波长(l)比相应的实验室测知的谱线的波长(l0)要长，而在光谱中红光的波长较长，因而把谱线向波长较长的方向的移动叫做光谱的红移，z=(l-l0)/ l0。1929年哈勃用2.5米大型望远镜观测到更多的河外星系，又发现星系距我们越远，其谱线红移量越大。

谱线红移的流行解释是大爆炸宇宙学说。哈勃指出天体红移与距离有关：Z = H*d /c，这就是着名的哈勃定律，式中Z为红移量；c为光速；d为距离；H为哈勃常数，其值为50～80千米／(秒·兆秒差距)。根据这个定律，只要测出河外星系谱线的红移量Z，便可算出星系的距离D。用谱线红移法可以测定远达百亿光年计的距离。

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2. 怎样测量恒星到我们的距离

最精确的方法是通过三角视差法，即借助地球轨道相反一侧上的两个点来测量近旁恒星的位置。通过观察两次测量之间极小的角度变化，就可计算出其距离来。天文学家们对最近恒星距离我们的距离深感惊奇。事实上，银河系中的1000亿颗恒星中只有很小一部分处在该方法的测量范围之内——对500光年之外的恒星来说，视差法就变得毫无用处了。

为了弄清星云的距离，哈勃起初采用某种类型近距离天体的已知强度（量度）为标准，来测量银河系之外更微弱星系中的恒星的亮度。光学中的一个有用定律告诉我们，光的亮度与其距离的平方成反比。也就是说，如果我们已经知道两颗恒星本身的亮度相同，那么当一颗恒星距我们的距离是另一颗的二倍之时，它的亮度则要暗四倍。

为此，哈勃利用了他对近旁新星（突然强烈地亮起来然后又暗下去的恒星）和恒星团的知识，但是，他的最为准确的测量是利用一种叫“造父变星”的特种恒星取得的。1912年，哈佛大学的亨利埃塔.莱维特就指出，这类恒星定期地变亮，该周期与其真正的亮度高度相关。两次最亮时期之间的间隔时间越长，造父变星就越明亮。这样，在邻近称作小麦哲伦星云中的造父变星的明亮周期和明亮程度，就为测量遥远星系中的任何造父变星的实际亮度提供了工具，而不管这些造父变星表面亮度到底如何。一旦知道了其实际亮度，就可以采用倒数平方法计算出其距离来。

哈勃也向其它星系寻找造父变星。在仔细观察这些星云的时候，他还发现无数的恒星团和明亮的新星。他通过对它们亮度的测量（与较近的新星和恒星团的已知亮度相比），补充和证实了他对造父变星的测量。1924年，他发现到仙女座星云（离银河系最近的星系）的距离为900，000光年（大约为目前改进后的测量所显示距离的一半）。

为弄清更远星云的距离，哈勃又提出两个测量标准。超过100万光年时，他利用有造父变星星云中最亮的恒星与更远星系中的最亮恒星进行比较；超过600万光年时，他将整个星云的总发光度作为他的测量标准。这就是使得他的望远镜可以测量到2.5亿光年的范围。

到1929年，哈勃已经确定了银河系之外的24个星云的距离。这主要得益于斯里弗的工作，这些星云的红移程度也已经为人所知。哈勃发现，尽管较近的恒星并不是在离我们远去，但是遥远的星系却在离我们而去。而且，星系越远其退去的速度也更快。事实上，他发现在距离和速度之间存在着精确的线性关系。距离远两倍的星系，其远去的速度也会高两倍。他公布这些结果时，即在科学界引起了轩然大波，并在宇宙学中激发起更多的深入研究。

当围绕着他的发现还存在着激烈的争论之时，哈勃已在努力完善他的方法了。与光谱学专家M.L.赫马森一起，哈勃通过对星系的无数次测量为距离一速度之间的相关方程提供了明确证据，并发现他们所能测量到的最远的星系（2.5亿光年）正在以每秒2，600英里的速度后退。到1936年，哈勃已经探测到了他的100英寸望远镜所能达到的宇宙极限。

与此同时，其他天文学家所积累起来的证据连同更大望远镜和更新方法所提供的证据一起，表明哈勃低估了到星系的距离。但是，新的证据也证实了距离——速度之间的关系。由于注意到了更远星系更高的速度（时间上和空间上的距离，因为我们所观察到的是它们遥远的过去），天文学家得知宇宙的膨胀不只是星系以稳定步伐后退的问题。在宇宙的早期阶段，星系间相互离去的速度曾经更高，现在的宇宙膨胀实际上是从剧烈的初期扩张所延续下来的减速运动。这样，现代科学所形成的一致意见是：宇宙不只是在膨胀而且是在爆炸!

3. 最早测量恒星距离的方法是: （ ）

我说通俗点吧，刚开始可以用地球本身测量，你站在地球的一处A点，看见某颗星体的位置，再站在地球的另一端一点B（AB连线通过地心），观察这颗星体的位置。通过这两个视差角度加上地球的直径，根据几何方法就可以算出星体位置了，（已知一个底边长，就是地球半径，已知顶角度，就是视差觉，算垂高）这是第一步。（地球直径很早就可以测量了，跟据同一时间不同地点光照角度差来出入量的）
第二步就是把地球半径换成地球公转轨道半径，可以算出更远的星体。具体方法同一。
第三步可以根据已知较近的星体算出较远的星体。比方一个已知距离的星体M（较近），一个未知距离星体N（较远），你可以观察出两星体的视角。设地球为O，则角MON已知，OM已知，求ON就可以了。这种方法可以测量更远的星体。
但是现在基本不用三角视差法了，都用红移量根据多普勒效应和哈勃定律来算得。

4. 恒星之间的距离如何确定

以公转轨道半径为基线，用某种方法测出地球和恒星之间的距离的方法。要计算恒星的距离，首先得知道一个距离单位──光年。光年就是光在一年当中所走过的距离。我们知道光速是30万千米/每秒。那么光在一年当中所走过的距离大约有10万亿千米。天文学家用它作为测量天体距离的单位。
天文学家利用三角视差法、分光视差法、星团视差法、统计视差法、造父视差法和力学视差法等，测定恒星与我们的距离。恒星距离的测定，对研究恒星的空间位置、求得恒星的光度和运动速度等，均有重要的意义。离太阳距离在16光年以内的有50多颗恒星。其中最近的是半人马座比邻星，距太阳约4.2光年，大约是40万亿千米。 如果地球不是绕太阳运动的，那么从地球上看同一个恒星就不会有方向上的差异。如果地球是绕太阳运动的，那么从地球上观测某一颗恒星时，由于地球在其轨道上位置的变化，就必然产生方向上的差异，也就一定会有视差出现，其实，它是相对于更远的恒星有位移。自从哥白尼提出日心地动学说以后，许多人企图观测恒星的视差，以此来证名哥白尼学说是否正确。但是，自哥白尼提出“日心地动”说以后300年间，没有人测出恒星的周年视差。因此，有人开始怀疑哥白尼学说是否正确。直到1837年—1839年，几位天文学家终于测出了恒星周年视差，这不仅建立了测量恒星距离的方法，同时也使哥白尼学说建立在更科学的基础上。 目前，用三角视差法己测定了约10000颗恒星的距离，这些恒星视差角都不超过一角秒。更遥远的恒星视差角非常小，很难确定它们的距离，只有用其他方法来测定了。如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周期光度关系确定视差等。

5. 如何测量远处恒星的距离

2、请问天文学家是如何测算恒星与恒星之间的距离，请将你所用到的知识加以扩展（最好画图说明）（30积分）
答案：
天文学家经常用视差的方法来测量恒星之间的距离。
从不同的地方看一个物体，会昌盛该物体表象位置的变化，这种现象称之为视差。当地球在太阳的一测时候，他们看定一颗恒星，然后在6个月后，当太阳在地球的另一测后，再看这颗恒星时，天文学家以十分遥远的恒星作为背景，便可测出这颗恒星移动的距离。恒星移动的越少，它就越遥远。http://www.hgtw.net.cn/lt/simple/index.php?t201.html

6. 恒星测距法的简介

天文学家利用三角视差法、分光视差法、星团视差法、统计视差法、造父视差法和力学视差法等，测定恒星与我们的距离。恒星距离的测定，对研究恒星的空间位置、求得恒星的光度和运动速度等，均有重要的意义。离太阳距离在16光年以内的有50多颗恒星。其中最近的是半人马座比邻星，距太阳约4.2光年，大约是40万亿千米。
目前，用三角视差法己测定了约10000颗恒星的距离，这些恒星视差角都不超过一角秒。更遥远的恒星视差角非常小，很难确定它们的距离，只有用其他方法来测定了。如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周期光度关系确定视差等。
如果地球不是绕太阳运动的，那么从地球上看同一个恒星就不会有方向上的差异。如果地球是绕太阳运动的，那么从地球上观测某一颗恒星时，由于地球在其轨道上位置的变化，就必然产生方向上的差异，也就一定会有视差出现，其实，它是相对于更远的恒星有位移。自从哥白尼提出日心地动学说以后，许多人企图观测恒星的视差，以此来证名哥白尼学说是否正确。但是，自哥白尼提出“日心地动”说以后300年间，没有人测出恒星的周年视差。因此，有人开始怀疑哥白尼学说是否正确。直到1837年—1839年，几位天文学家终于测出了恒星周年视差，这不仅建立了测量恒星距离的方法，同时也使哥白尼学说建立在更科学的基础上。

7. 宇宙恒星的距离是怎样测量的

三角视差法

河内天体的距离又称为视差，恒星对日地平均距离（a）的张角叫做恒星的三角视差(p)，则较近的恒星的距离D可表示为：
sinπ＝a/D
若π很小，π以角秒表示，且单位取秒差距(pc)，则有：D=1/π
用周年视差法测定恒星距离，有一定的局限性，因为恒星离我们愈远，π就愈小，实际观测中很难测定。三角视差是一切天体距离测量的基础，至今用这种方法测量了约10000多颗恒星。

分光视差法

对于距离更遥远的恒星，比如距离超过110pc的恒星，由于周年视差非常小，无法用三角视差法测出。于是，又发展了另外一种比较方便的方法--分光视差法。该方法的核心是根据恒星的谱线强度去确定恒星的光度，知道了光度（绝对星等M），由观测得到的视星等(m)就可以得到距离。

m - M= -5 + 5logD.

移动星团法

这时我们要用运动学的方法来测量距离，运动学的方法在天文学中也叫移动星团法，根据它们的运动速度来确定距离。不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中移动的。在银河系之外的天体，运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离。

造父视差法（标准烛光法）

物理学中有一个关于光度、亮度和距离关系的公式。S∝L0/r2

测量出天体的光度L0和亮度S，然后利用这个公式就知道天体的距离r。光度和亮度的含义是不一样的,亮度是指我们所看到的发光体有多亮，这是我们在地球上可直接测量的。光度是指发光物体本身的发光本领，关键是设法知道它就能得到距离。天文学家勒维特发现“造父变星”，它们的光变周期与光度之间存在着确定的关系。于是可以通过测量它的光变周期来定出广度，再求出距离。如果银河系外的星系中有颗造父变星，那么我们就可以知道这个星系与我们之间的距离了。那些连其中有没有造父变星都无法观测到的更遥远星系，当然要另外想办法。

三角视差法和造父视差法是最常用的两种测距方法，前一支的尺度是几百光年，后一支是几百万光年。在中间地带则使用统计方法和间接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度达100亿光年数量级。

哈勃定律方法

哈勃指出天体红移与距离有关：Z = Hd /c，这就是着名的哈勃定律，式中Z为红移量；c为光速；d为距离；H为哈勃常数，其值为50～80千米／(秒·兆秒差距)。根据这个定律，只要测出河外星系谱线的红移量Z，便可算出星系的距离D。用谱线红移法可以测定远达百亿光年计的距离。

1929年哈勃(Edwin Hubble)对河外星系的视向速度与距离的关系进行了研究。当时只有46个河外星系的视向速度可以利用，而其中仅有24个有推算出的距离，哈勃得出了视向速度与距离之间大致的线性正比关系。现代精确观测已证实这种线性正比关系

V = H0×d

其中v为退行速度，d为星系距离，H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值为0<h0<1）为比例常数，称为哈勃常数。这就是着名的哈勃定律。

利用哈勃定律，可以先测得红移Δν/ν通过多普勒效应Δν/ν=V/C求出V，再求出d。

哈勃定律揭示宇宙是在不断膨胀的。这种膨胀是一种全空间的均匀膨胀。因此，在任何一点的观测者都会看到完全一样的膨胀，从任何一个星系来看，一切星系都以它为中心向四面散开，越远的星系间彼此散开的速度越大。

8. 怎么测量星球和星球之间的距离

具体如下：

9. 如何测量恒星之间的距离

我们都听说过，在谈论恒星距离时，涉及的数字大得令人难以置信。也就是说，我们怎么知道恒星到底有多远呢？虽然计算我们的行星和另一颗恒星之间的距离有很多种方法，但有三种方法是最有效的。通过简单的数学和逻辑推理，我们的天文学家给了我们一幅更加生动的宇宙图景。现在坐下来，喝杯茶，让你的大脑准备好一些不可思议的数学。

如果你知道两个极为重要的尺寸:你两眼之间的距离和你手指看起来跳动的角度，那么三角法会帮助你计算出你手指距眼睛有多远。问题是这种方法对于观察近处的手指是适合的，但对于观察更远的物体就不行了。如果你尝试对一个远处道路末端的灯柱这样做时，你会发现你根本不能察 觉到灯柱的任何移动——它小到无法观察。

所以，要增加视差，眼睛必须分得更 开。天文学家利用这种效应在地球轨道的某一点做了一次观测，然后等地球绕其轨道运行到半圈（大概需要6个月）之前做第二次观测。知道这两个观测点之间的 距离便可以得到地球到太阳的距离，而且这个方法同样可以测算出几百光年以外 恒星与地球之间的距离。