测量天体距离方法演进

Ⅰ 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。

Ⅱ 天文学中的三角测量法怎样通过地平视差测天体的距离的！

把你的手臂伸直，伸出姆指，指向远处的一个目标，然后分别使用左眼和右眼来观测。你会发现，就算你的手臂丝毫不动，左右眼看到的姆指位置相对于远处的目标来说，却会发生变化。根据这些变化，我们就可以测出姆指到你眼睛的距离。
把这个方法扩展到天体的位置测量上，只不过左眼和右眼变成了地球在公转轨道上的不同位置，姆指变成了被测量的天体，远处的目标变成了更遥远的背景天体。通过测量被测天体视位置的变化，我们就可以测量出它的距离。
这种方法就叫做三角视差测距法
在实际观测中，常用地球两端的两只望远镜代替两眼，在同一时刻拍下照片，进行比较，得到结论。或者在不同季节（地球位置不同）拍下同一恒星照片，测出距离与位置