照相天体测量方法

⑴ 天体的测量方法

地球上的观测者至天体的空间距离。不同类型的天体距离远近相差十分悬殊，测量的方法也各不相同。
①太阳系内的天体是一类天体，可用三角测量法测定月球和行星的周日地平视差；并根据天体力学理论进而求得太阳视差。也可用向月球或大行星发射无线电脉冲或向月球发射激光，然后接收从它们表面反射的回波，记录电波往返时刻而直接推算天体距离。
②对于太阳系外的较近天体，三角视差法只对离太阳 100秒差距范围以内的恒星适用。更远的恒星三角视差太小，无法测定，要用其他方法间接测定其距离。
主要有：
分析恒星光谱的某些谱线以估计恒星的绝对星等，然后通过恒星的绝对星等与视星等的比较求其距离 ；
分析恒星光谱中星际吸收线强弱来估算恒星的距离；利用目视双星的绕转周期和轨道张角的观测值来推算其距离；
通过测定移动星团的辐射点位置以及成员星的自行和视向速度来推算该星团的距离；
对于具有某种共同特征的一群恒星根据其自行平均值估计这群星的平均距离；
利用银河系较差自转与恒星视向速度有关的原理从视向速度测定值求星群平均距离。
③对于太阳系外的远天体测量距离的方法主要有：
利用天琴座RR型变星观测到的视星等值；
利用造父变星的周光关系；
利用球状星团或星系的角直径测定值；
利用待测星团的主序星与已知恒星的主序星的比较；
利用观测到的新星或超新星的最大视星等；
利用观测到的河外星系里亮星的平均视星等；
利用观测到的球状星团的累积视星等；
利用星系的谱线红移量和哈勃定律等。

⑵ 如何测量两个天体之间的距离

三角视差法。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，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，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。

⑶ 相对论的前提下，如何测量星体间的距离

以相对论为前提，要想知道如何测量星体间的距离，首先要理解相对论的概念。相对论是一门关于时空和引力的基本理论，主要由爱因斯坦创立，依其研究对象不同可分为狭义相对论和广义相对论。相对论和量子力学提出后奠定了现代物理学的基础。如果在相对论前提下，测量水星与太阳的距离，需要知道依照不同的参照系，距离会完全不同。测量方法分为几步，首先发出一束光后接收光，再用光旅行的时间间隔乘以光速得出最后距离。天文学家通常有很多方法来确定星体距离。比如常见的主星序重叠法，我们如果认为所有的主序星都具有相同特性，那么相同光谱型的恒星就有相同的绝对星等。去对照太阳附近恒星的赫罗图，我们就可以求出遥远恒星的绝对星等，进而推算出星体彼此间的距离。

⑷ 什么是天体光度

天体光度:来自天体的有限波段范围内的辐射流.

天体光度测量

astrophotometry

指测量来自天体的有限波段范围内的辐射流，简称测光，常以星等表示。历史上，测光是为了给出天体的亮度，帮助在复杂的星图、星表中证认恒星。随着测光方法日益完善和研究的逐步深入，光度测量成为研究各类天体物理性质的重要方法。对难于观测光谱的暗弱天体，通过测光可以得到一些如同光谱研究所得的物理量。测光结果可以定出恒星的光谱型（见恒星光谱分类）和求出恒星（或星系）的距离。测光对研究宇宙结构、星际物质空间分布和恒星演化都十分有用。

测光依据的基本原理是：在相同条件下，等同的辐射流能使探测器产生同样的响应。根据这一原理，将待测星和已知星等的星作比较，从探测器对它们的响应便可推算出待测星的星等或星等变化。比较星是事先已经确定星等的定标星，或参照定标星精确测定了星等的标准星。有时，将待测星的光谱和实验室中的绝对黑体比较，测出以物理学的绝对单位表示的天体亮度。 探测器的响应同天体的光谱能量分布（受星际消光的影响）有关，也同仪器系统（包括望远镜、滤光片和辐射探测器）的分光响应以及同地球大气消光有关。其中地球大气消光的影响可以用专门的观测方法改正。仪器系统的分光响应则决定测量的辐射波段。即使测量同一波段，不同测量者的仪器不可能完相同，得到的星等也不一样，有时彼此间的关系是非线性的。测光的波带用平均波长□□和通带半宽□λ表示。□□是仪器系统相对分光响应曲线下面积的重心所对应的波长,□λ是该曲线上响应度等于1／2的两点对应的波长差。依半宽的大小,天体测光可分为宽带（□λ>300埃）、中带（300埃>□λ>90埃）和窄带（□λ<90埃）测光。按所用探测器的类型又可分为目视测光、照相测光、光电测光等。按观测对象又分为面源测光和点源测光。 目视测光 以人眼为探测器，测得结果为目视星等，其平均波长大致为5500埃。目视测光在天体测光史上起过重要作用,星等标度是在目视测光基础上建立的。以目视测光方法测量了大量恒星的星等，编制了着名的《波恩星表》(BD)等。但因目测精度低，标度不稳定，现今只在某些近距目视双星和一些变星的测光中采用。

照相测光 用天文底片作探测器。对点光源，考滤到底片响应的非线性，必须在同一底片上拍摄待测星和一系列（从亮到暗的）星等已知的比较星。然后，用光瞳光度计或全自动底片处理机测量这些星像。由测量仪器的读数和已知星的星等作校准曲线，从该曲线内插和归算出待测星的星等。若待测星周围没有光电比较星序列，对要求不高的测光工作，现在仍间或用照相方法自定比较星序，例如可以拍一些用物理方法按已知比例减弱的恒星。用蓝敏底片进行照相测光，得到照相星等，平均波长约4300埃。用对其他波长敏感的底片，并加适当的滤光片，可得到与目视星等类似的仿视星等、红星等和红外星等。

照相测光有许多误差来源（如乳胶不均匀、场差、显影时的缺点等），所以精度不如光电测光。一般均方误差约0.05星等。此外，照相测光的动态范围比光电测光小。照相测光的优点是能同时拍摄大面积天区的许多恒星，适宜作巡天和统计工作。如果采用线性响应的核乳胶和电子照相机，那么，原则上只要知道一颗定标星的星等，就可得出其他一切星的星等。观测的极限星等又可大大提高。

光电测光 主要仪器是光电光度计。因光电倍增管的线性响应和采用高精度的电子测试仪器，光电测光是准确度和灵敏度最高的测光方法，一般精度达到0.01～0.005个星等之间，较差测量时，可达0.001个星等。光电测光时，选择适当的光阑，让星像位于光阑中，记取仪器读数，此数减去光阑对准夜天背景(见夜天光)时的读数，即为星光产生的仪器响应。这个响应同星光成正比，可由此响应按星等定义直接求观测系统的星等。通常将此星等归算为大气外的星等并转化为标准系统。光电测光所得到的星等称为光电星等。近年制成能同时个波带或同时测量变星和比较星的多通道光电光度计，同电子计算机直接联系起来，能迅速得到结果。光电测光适宜于测定星等标准，测量恒星亮度的快速变化，进行多色测光。这是目前应用最广泛的测光方法。

面源测光 对具有延伸像面的天体，如星云、星系、日、月、行星进行测光，称为面源测光。面源测光有两种：①研究天体视面上亮度的分布，求其明度星等（每平方角秒的星等数）；②测量天体整个视面的累积星等。照相方法测量面源亮度分布时,为建立底片特性曲线,用实验室的管光度计拍摄校准记号；或者用特殊照相技术拍摄一些比较星的具有一定均匀密度面积的像，以避免因星像结构和大小不同而引入误差。有的照相密度计和光电光度计的光阑(或狭缝)可沿天体延伸面像扫描，得出天体视面等光度曲线。这种测量能研究天体表面细节的物理特征或河外星系结构。当光电测量累积星等时,光电光度计的光阑应包括整个天体视面，或用积分法求累积星等。累积星等代表天体的总辐射，也是对遥远星系距离的一种度量。