科学测量方法和技巧

‘壹’ 怎样测量时间

时间测量用钟表。

钟表的形式多种多样：普通用的是手表（或者怀表）；家庭用的是钟（石英钟、电子钟、机械钟）等；运动场上用的是秒表或者有与起跑器、发令枪、终点监测机构连接的计时器；科学实验中有更精确的时间测量仪器。另外，通过全球定位系统也能授时和测量时间。

‘贰’ 科学家们如何测量珠穆郎玛峰这类高山的高度。

科学家们如何测量珠穆朗玛峰这类高山的高度？

1. 三角测量法

1.1. 基本方法

三角测量法是一种最简单的测绘方法。基本原理是：先要建立一条已知长度的基准线。要测量出任意两点之间的距离，需要以这两点为顶点构筑一个三角形。基准线两端的测绘人员便能够根据基准线测量计算出该三角形的三个角和另外两条边的长度。在对大块面积进行测绘时，测绘人员会根据基准线构筑一系列的三角形，任意三角形与相邻的三角形至少共用一条邻边。

2.2 在测量高山高度方面的应用

通过释放高空探测气球，带着无线电探空仪器缓缓升起,可直接获取珠峰顶部的气压数据，约342毫巴。然后根据气压-标高公式可以计算得到珠峰的高度。但是此种方法测出来的结果并不精确，因为大气通常的情况下，气温和密度的分布很复杂，不可能对这个方程进行积分，所以只能利用某些假定来求得解决。由于所取的假定不同，可以得出不同形式的压高公式。主要的假定有大气为均质的、等温的、多元的等。

‘叁’ 科学家是如何测量宇宙膨胀的都有哪些方法

在上世纪初，爱因斯坦发展了出了着名的广义相对论，并通过数学计算得出了爱因斯坦场方程。但这一方程使爱因斯坦感到不安，因为它揭示了一个不稳定的宇宙。为了消除心中的不安，爱因斯坦在他的场方程中加入了常数λ，试图使宇宙变成稳定状态的。现在，我们知道宇宙确实是在膨胀的，确实是不稳定的，因此场方程中的常数λ也是衡量哈勃常数的另一种方式。

‘肆’ 测量方法有哪些

1、按是否直接测量被测参数，可分为直接测量和间接测量。

直接测量：直接测量被测参数来获得被测尺寸。例如用卡尺、比较仪测量。

间接测量：测量与被测尺寸有关的几何参数，经过计算获得被测尺寸。

2、按量具量仪的读数值是否直接表示被测尺寸的数值，可分为绝对测量和相对测量。

绝对测量：读数值直接表示被测尺寸的大小、如用游标卡尺测量。

相对测量：读数值只表示被测尺寸相对于标准量的偏差。

3、按被测表面与量具量仪的测量头是否接触，分为接触测量和非接触测量。

接触测量：测量头与被接触表面接触，并有机械作用的测量力存在。如用千分尺测量零件。

非接触测量：测量头不与被测零件表面相接触，非接触测量可避免测量力对测量结果的影响。如利用投影法、光波干涉法测量等。

4、按一次测量参数的多少，分为单项测量和综合测量。

单项测量；对被测零件的每个参数分别单独测量。

综合测量：测量反映零件有关参数的综合指标。如用工具显微镜测量螺纹时，可分别测量出螺纹实际中径、牙型半角误差和螺距累积误差等。

5、按测量在加工过程中所起的作用，分为主动测量和被动测量。

主动测量：工件在加工过程中进行测量，其结果直接用来控制零件的加工过程，从而及时防治废品的产生。

被动测量：工件加工后进行的测量。此种测量只能判别加工件是否合格，仅限于发现并剔除废品。

6、按被测零件在测量过程中所处的状态，分为静态测量和动态测量。

静态测量；测量相对静止。如千分尺测量直径。

动态测量；测量时被测表面与测量头模拟工作状态中作相对运动。

水准测量原理

从验潮站的高程零点，用水准测量的方法测定设立于验潮站附近由国家设计里的水准原点的高程，作为全国高程控制网的起点。我国水准原点设立在山东青岛市。从国家水准原点出发，用一、二、三、四等水准测量测定布设在全国范围内的各等水准点。

一、二等水准测量称为精密水准测量，为全国高程控制网的骨干，三、四等水准网遍布全国各地，以上总称为国家水准点。在国家水准点的基础的上，为每项工程建设而进行工程水准测量或为地形图测绘而进行图根水准测量，同城为普通水准测量。

水准测量的原理是利用水准仪提供的水平视线，在竖立在欲测定高差的两点上的水准尺上读数，根据读数计算高差。

‘伍’ 测定距离的方法有哪3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。

‘陆’ 科学测量的方法。

长度：如测量平底茶杯底部厚度。直接测不易，故先从外部测其高度，再从内部测其高度，两者之差即为厚度。（如果是凹形底部，可从此值中减去底部厚度）
质量：如测量液体重量。液体不能放在天平托盘上，故先测出容器重量，再测出容器+液体总重，第二值减去第一值即可。

‘柒’ 科学当中测量体积用到的方法有哪几种

1.一个是在杯子里装满水，测出水的体积v1,铁块扔进去，取出来后测量剩下的水体积为v2.铁块体积为v1-v2; 二是直接用刻度尺测出边长a,体积为A^3; 三是用天平测出质量m,体积为质量处以密度。 2.讲铁丝密密的绕在铅笔上，测出n层的长度m，则直径为m/n.