当今测量天体距离的研究方法

❶ 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

------------------------------------------------------------------------
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。

o(∩_∩)o 如果我的回答对您有帮助，记得采纳哦，感激不尽。

❷ 天体距离的测量方法（太阳系外较近的天体 ）

分析恒星谱线以测定恒星距离的一种方法。以秒差距为单位的恒星距离r与它的视星等m（见星等）和绝对星等M之间存在下列关系： 5lgr=m-M +5。
根据恒星谱线的强度或宽度差异，估计恒星的绝对星等，再从观测得到恒星的视星等，由上式求得恒星的距离。由于星际消光对M和m有影响，用分光视差法测定恒星的距离必须计及星际消光这个很复杂的因素。 目视双星的相对轨道运动遵循开普勒第三定律，即伴星绕主星运转的轨道椭圆的半长径的立方与绕转周期的平方成正比。设主星和伴星的质量分别为m1和m2，以太阳质量为单位表示,绕转周期P以恒星年（见年）为单位表示,轨道的半长径的线长度A以天文单位表示，这种双星在观测者处所张的角度 α以角秒表示，则其周年视差π为： ，
式中α和P可从观测得到。因此,如果知道双星的质量,便可按上述公式求得该双星的周年视差。如果不知道双星的质量，则用迭代法解上式，仍可求得较可靠的周年视差。周年视差的倒数就是该双星以秒差距为单位的距离。 移动星团的成员星都具有相同的空间速度。由于透视作用，它们的自行会聚于天球上的一点或者从某点向外发散，这个点称为“辐射点”。知道了移动星团的辐射点位置,并从观测得到n个成员星的自行μk 和视向速度V 噰(k=1,2,…,n)，则该星团的平均周年视差为：
式中θk为第k个成员星和辐射点的角距,堸 为 n个成员星的空间速度的平均值。这样求得的周年视差的精度很高。但此法只适用于毕星团。其他移动星团因距离太远，不能由观测得到可靠的自行值。 假如各个球状星团或星系的线直径 D（以天文单位表示）大致是相等的，则通过观测得到它们的角直径d（以角秒为单位）,就可求得星团或星系的距离r（以秒差距为单位）： 。
但实际上，无论是球状星团，还是各类星系，它们的线直径相差不小，而且要确定它们的角直径也很困难， 观测表明，在光学望远镜和射电望远镜所及的空间范围内，河外星系的谱线都有红移现象,而且红移量同星系的距离成正比。以r表示星系的距离，c表示光速，λ表示波长，Δλ表示波长的变化量，则： ，
式中Δλ/λ为红移量,哈勃常数H=50公里/（秒·百万秒差距）。因此，只要测量出星系的谱线红移量，便可推算出星系的距离。
测定天体的距离是天体测量最重要的研究课题之一，尽管方法很多，但要得到可靠的结果是不容易的。因此，对于某一天体，应尽可能采用几种方法分别测定它的距离，然后相互校核，才能得到可靠的结果。

❸ 人类是怎样测量各种天体距离地球的距离的

天文学家通过使用称为恒星视差或三角视差的方法估算空间中附近物体的距离，视差是由于观察者视角的变化而导致的物体的视在位移。简而言之，视察是当地球围绕太阳旋转时，它们在更远的恒星背景下测量恒星的视在运动。天文学家还通过恒星星等和红移等方法来测量天体距离。

通过测量到许多邻近恒星的距离，天文学家已经能够建立恒星的颜色与其内在亮度之间的关系。如果从标准距离观察，测量了一些恒星看起来的亮度，那么这些星星可以成为标准星等。如果一颗恒星距离太远，无法测量它的视差，天文学家可以将它的颜色和光谱与一标准亮度相匹配，并确定它的内在亮度。通过与它的视亮度相比较，从而应用1/r^2规则来很好地测量它的距离。1/r^2法则规定光源的视亮度与其距离的平方成正比。

❹ 如何测量天体间的距离

三角视差法

测量天体之间的距离可不是一件容易的事。 天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级。离我们比较近的天体，它们离我们最远不超过100光年（1光年＝9.461012千米），天文学家用三角视差法测量它们的距离。三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点，地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点，通过测量地球到那个天体的视角，再用到已知的地球绕太阳公转轨道的直径，依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了。稍远一点的天体我们无法用三角视差法测量它和地球之间的距离，因为在地球上再也不能精确地测定他它们的视差了。

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

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。

❺ 遥远天体（达几亿光年）的距离怎么测量

测量天体的距离有多种方法，从近到远依次有
雷达波直接测定（太阳系内天体）
三角视差法（几百光年以内）
造父变星法（几千万光年以内，可以分辨出星系中的造父变星）
光谱光度法（几亿光年以内，可以分辨出星系中的蓝巨星）
I型超新星法（有I型超新星的星系，几十亿光年以内）
哈勃定律法（所有星系）
但是以上方法的误差是从上到下依次递增的，现在用雷达波测定天体的距离可以精确到几十米；到了最后的哈勃定律法的误差要到50%以上。
所以对于几亿光年的星系，使用光谱光度法比较合适；如果运气比较好正好有I型超新星的话，也是一种不错的选择。

❻ 人类是如何测量各种天体距离地球的距离的采用的是什么办法

人类是科学测量各种天体距离地球的距离的，采用的是雷达波探测的办法。

4.当月球部分食物发生时，地球的阴影就会落在月球上！现在我们知道了地球的大小，月球与地球的距离与太阳的距离非常非常近，所以我们知道月球的阴影实际上与地球的实际大小相似。这样，你就可以计算出月球和地球阴影的相对大小，你就会知道月球的大小。

❼ 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。