天文测量方法

A. 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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B. 天体测量学的研究方法

通过研究天体投影在天球上的坐标，在天球上确定一个基本参考坐标系，来
测定天体的位置和运动，这种参考坐标系，就是星表。在实际应用中，可用于大地测量、地面定位和导航。地球自转和地壳运动，会使天球上和地球上的坐标系发生变化。为了修正这些变化，建立了时间和极移服务，进而研究天体测量学和地学的相互影响。古代的天体测量手段比较落后，只能凭肉眼观测，对于天体测量的范围有限。随着时代的发展，发现了红外线、紫外线、X射线和γ射线等波段，天体测量范围从可见光观测发展到肉眼不可见的领域，可以观测到数量更多的、亮度更暗的恒星、星系、射电源和红外源。随着各种精密测量仪器的出现，测量的精度也逐渐提高。
在天文学产生后的一段很长时间里，人类只限于用肉眼观测太阳、月亮、行星和恒星在天空中的位置，研究它们的位置随时间变化的规律。在对星星测量的基础上，古代的天文学家注意到恒星在天空的位置相对不动，由此绘制出星图，划分星座和编制星表；进而研究太阳、月亮及行星的运动，在测量天体视运动的基础上编制历法。17世纪初发明了望远镜；17世纪下半叶又创立了微积分，发现了万有引力定律。拥有望远镜的巴黎天文台和格林尼治天文台相继建立起来了。天体测量学的新发现，如光行差现象、地轴的章动现象、恒星视差的测定等等接连为人们所认识，天体测量学的成果通过时间服务和历书编算（即授时和编历）等，被运用到大地测量和航海事业等方面。

C. 天文测量的介绍

天文测量（astronomical survey）是通过观测太阳或其他恒星位置，以确定地面点的天文经度、天文纬度或两点间天文方位角的测量工作。

D. 天文观测有几种方法

天文观测仪器系统包括望远镜、辐射分析器(如照相机、光电光度计、光谱仪)与探测器(如照相底片、光电倍增管、电荷耦合器件(CCD)等)。观测的方法也就因仪器的系统不同而异。主要有以下几种：1.目视观测(观察其亮度、形态和它所在的天空位置)；2.照相测光和成像观测；3.光电观测(如对彗核和彗尾(局部)的亮度进行测光)；4.CCD的成像观测。自然是采用对彗星进行CCD成像观测最好，可以用计算机进行实时处理。这里就照像测光中的底片定标和大气消光改正问题谈一谈。

由于底片是非线性的，不同乳胶均有不同特性，所以——定要测定底片的特性曲线，通过定标曲线才能把测定的镀片密度归化为强度。底片的定标曲线可以通过拍照和测量——批已知星等的标准星，以其视星等值为横坐标，以所测的密度为纵坐标绘出底片的定标曲线，在观测彗星时往往没有足够多甚至没有——颗适用的标准星，则可在有。足够多的已知标准星的其他天区拍第2张底片。也可利用定标灯(包括不同亮度级)或用一均匀光源光照射——阶梯减光板预先对所有底片的一角露光。注意拍照彗星的照片要和定标片取白同一张(卷)底片，并放在一起显影、定影处理。

彗星的细致暗弱结构可通过对扣得的底片作接触复制技术来增强图像。在复制曝光时原件和复制件乳胶要压得非常紧。采用Ⅲa型乳胶，在漫射光照射下作高反差复制可以得到显着效果。

观测资料应当做地球大气的消光改正，最好利用光电光度计同时观测彗星天区附近的标准星求得大气主消光系数A。设大气内测的视星等为m′，大气外星等为m则有m=m′-kF(z)，式中的F(z)为大气质量，它与天体的天顶距z有如下关系：

F(z)=secz-0.0018167(secz-1)-0.002875

(secz-1)^2-0.0008083(secz-1)^3

E. 天文学的观测方法主要包括哪些

天文观测方法
一，按观测设备分
1，肉眼观测
2，光学仪器观测
3，射电仪器观测
4，辐射探测器件观测

二，按观测地点分
1，地面观测
2，太空观测

F. 我想请教天文测量和大地测量的异同（或者是区别）。

天文测量（astronomical survey）是通过观测太阳或其他恒星位置，以确定地面点的天文经度、天文纬度或两点间天文方位角的测量工作。其结果可作为大地测量的起算或校核数据，以及在进行地质、地理调查和其他有关工作时作控制之用

大地测量 【注音】dà dì cè liáng
【英文】geodetic surveying
【释义】确定地面点位、地球形状大小和地球重力场的精密测量。内容包括三角测量、精密导线测量、水准测量、天文测量、卫星大地测量、重力测量和大地测量计算等。任务是：(1)为地形测图和大型工程测量提供基本的平面和高程控制；(2)为空间科学和国防建设提供精确的点位坐标、距离、方位角和地球重力场数值；(3)为研究地球形状大小、地壳运动和地震预报等提供资料。
用于解决大地测量学学科问题和在广大地区内为建立平面和高程控制网所进行的精密测量。测量时，通常应顾及地球形状、大小和重力场因素。它是建立国家和区域大地控制网的基本手段，也是地形测量和其他各种工程测量的基础工作，并为研究和测定地球形状和大小、空间目标坐标和方位，以及地壳变形等提供资料。其平面控制网，一般用三角测量、三边测量、边角测量、精密导线测量和空间大地测量建立，并配合天文测量和重力测量，通常将观测结果归算到地球椭球面上，计算各点的大地坐标，最后通过地图投影换算为平面直角坐标，作为平面基本控制；高程控制网，一般用水准测量建立，以测定各点的正常高，作为高程的基本控制。

G. 什么是天文经度，天文纬度，如何测量

天文经纬度（long latitude of astronomy）是指以地面某点铅垂线和地球自转轴为基准的经纬度。

包含地面某点A的铅垂线和地球自转轴的平面称A点的天文子午面，此子午面与本初子午面间的夹角λ称A点的天文经度，A点的铅垂线与地球赤道平面的夹角φ称A点的天文纬度。[1]

大地经纬度 （geodetic longitude and latitude）是大地经度与大地纬度的合称。地球表面是不规则面，为了能用数学方法表示，把它设想成一个大小和扁率与地球最为接近的旋转椭球体，称为地球椭球体。通过地球椭球体中心，并同其旋转轴垂直的平面，称为椭球体赤道面，它与地球表面相交的线，称为赤道；通过地面A点和地球椭球体旋转轴的平面，称A点的大地子午面。A点的大地子午面与起始大地子午面间的夹角L，称为大地经度。通过A点的地球椭球体的法线与赤道平面的夹角B，称为大地纬度。