測量河外星系距離的方法(測量天體的距離的方法有哪幾種)
1.測量天體的距離的方法有哪幾種
一般是用三角法，比如說地球在春分點和秋分點時分別觀測一顆恒星對地球的角度，然后以公轉(zhuǎn)軌道半徑為基線，算出它距地球的距離 對于較近的天體（500光年以內(nèi)）采用三角法測距。
500--10萬光年的天體采用光度法確定距離。 10萬光年以外天文學家找到了造父變星作為標準，可達5億光年的范圍。
更遠的距離是用觀測到的紅移量，依據(jù)哈勃定理推算出來的。 參考資料：吳國盛 《科學的歷程》 同的天體距離要有不同的方法，摘抄如下： 天體測量方法 2.2.2光譜在天文研究中的應用 人類一直想了解天體的物理、化學性狀。
這種愿望只有在光譜分析應用于天文后才成為可能并由此而導致了天體物理學的誕生和發(fā)展。通過光譜分析可以：（1）確定天體的化學組成；（2）確定恒星的溫度；（3）確定恒星的壓力；（4）測定恒星的磁場；（5）確定天體的視向速度和自轉(zhuǎn)等等。
2.3天體距離的測定 人們總希望知道天體離我們有多遠，天體距離的測量也一直是天文學家們的任務。不同遠近的天體可以采不同的測量方法。
隨著科學技術(shù)的發(fā)展，測定天體距離的手段也越來越先進。由于天空的廣袤無垠，所使用測量距離單位也特別。
天文距離單位通常有天文單位（AU）、光年（ly）和秒差距（pc）三種。 2.3.1月球與地球的距離 月球是距離我們最近的天體，天文學家們想了很多的辦法測量它的遠近，但都沒有得到滿意的結(jié)果。
科學的測量直到18世紀（1715年至1753年）才由法國天文學家拉卡伊（N.L.Lacaille）和他的學生拉朗德（Larand）用三角視差法得以實現(xiàn)。他們的結(jié)果是月球與地球之間的平均距離大約為地球半徑的60倍，這與現(xiàn)代測定的數(shù)值（384401千米）很接近。
雷達技術(shù)誕生后，人們又用雷達測定月球距離。激光技術(shù)問世后，人們利用激光的方向性好，光束集中，單色性強等特點來測量月球的距離。
測量精度可以達到厘米量級。 2.3.2太陽和行星的距離 地球繞太陽公轉(zhuǎn)的軌道是橢圓，地球到太陽的距離是隨時間不斷變化的。
通常所說的日地距離，是指地球軌道的半長軸，即為日地平均距離。天文學中把這個距離叫做一個“天文單位”（1AU）。
1976年國際天文學聯(lián)合會把一個天文單位的數(shù)值定為1.49597870*1011米，近似1.496億千米。 太陽是一個熾熱的氣體球，測定太陽的距離不能像測定月球距離那樣直接用三角視差法。
早期測定太陽的距離是借助于離地球較近的火星或小行星。先用三角視差法測定火星或小行星的距離，再根據(jù)開普勒第三定律求太陽距離。
1673年法國天文學家卡西尼（Dominique Cassini）首次利用火星大沖的機會測出了太陽的距離。 許多行星的距離也是由開普勒第三定律求得的，若以1AU為日地距離，“恒星年”為單位作為地球公轉(zhuǎn)周期，便有：T2=a3。
若一個行星的公轉(zhuǎn)周期被測出，就可以算出行星到太陽的距離。如水星的公轉(zhuǎn)周期為0.241恒星年，則水星到太陽的距離為0.387天文單位（AU）。
2.2.3恒星的距離 由于恒星距離我們非常遙遠，它們的距離測定非常困難。對不同遠近的恒星，要用不同的方法測定。
目前，已有很多種測定恒星距離的方法： （1）三角視差法 河內(nèi)天體的距離又稱為視差，恒星對日地平均距離（a）的張角叫做恒星的三角視差（p），則較近的恒星的距離D可表示為： sinπ=a/D 若π很小，π以角秒表示，且單位取秒差距（pc），則有：D=1/π 用周年視差法測定恒星距離，有一定的局限性，因為恒星離我們愈遠，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎(chǔ)，至今用這種方法測量了約10,000多顆恒星。
天文學上的距離單位除天文單位（AU）、秒差距（pc）外，還有光年（ly），即光在真空中一年所走過的距離，相當94605億千米。三種距離單位的關(guān)系是： 1秒差距（pc）=206265天文單位（AU）=3.26光年=3.09*1013千米 1光年（1y）=0.307秒差距（pc）=63240天文單位（Au）=0.95*1013千米。
（2）分光視差法 對于距離更遙遠的恒星，比如距離超過110pc的恒星，由于周年視差非常小，無法用三角視差法測出。于是，又發(fā)展了另外一種比較方便的方法--分光視差法。
該方法的核心是根據(jù)恒星的譜線強度去確定恒星的光度，知道了光度（絕對星等M），由觀測得到的視星等（m）就可以得到距離。 m - M= -5 + 5logD. (3)造父周光關(guān)系測距法 大質(zhì)量的恒星，當演化到晚期時，會呈現(xiàn)出不穩(wěn)定的脈動現(xiàn)象，形成脈動變星。
在這些脈動變星中，有一類脈動周期非常規(guī)則，中文名叫造父。造父是中國古代的星官名稱。
仙王座δ星中有一顆名為造父一，它是一顆亮度會發(fā)生變化的“變星”。變星的光變原因很多。
造父一屬于脈動變星一類。當它的星體膨脹時就顯得亮些，體積縮小時就顯得暗些。
造父一的這種亮度變化很有規(guī)律，它的變化周期是5天8小時46分38秒鐘，稱為“光變周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同變化的變星，統(tǒng)稱“造父變星”。
作者： haj520520 2005-5-21 18:44 回復此發(fā)言 ------------------------------------------------------------------------ 2 天體測量方法 1912 年美國一位女天文學家勒維特（Leavitt 1868--1921）研究小麥哲倫星系內(nèi)的造父變星的星等與光變周期時發(fā)現(xiàn)：光變周期越長的恒。
2.測量天體到地球的距離的方法有哪幾種
一般是用三角法，比如說地球在春分點和秋分點時分別觀測一顆恒星對地球的角度，然后以公轉(zhuǎn)軌道半徑為基線，算出它距地球的距離 對于較近的天體（500光年以內(nèi)）采用三角法測距。
500--10萬光年的天體采用光度法確定距離。 10萬光年以外天文學家找到了造父變星作為標準，可達5億光年的范圍。
更遠的距離是用觀測到的紅移量，依據(jù)哈勃定理推算出來的。 參考資料：吳國盛 《科學的歷程》 同的天體距離要有不同的方法，摘抄如下： 天體測量方法 2.2.2光譜在天文研究中的應用 人類一直想了解天體的物理、化學性狀。
這種愿望只有在光譜分析應用于天文后才成為可能并由此而導致了天體物理學的誕生和發(fā)展。通過光譜分析可以：（1）確定天體的化學組成；（2）確定恒星的溫度；（3）確定恒星的壓力；（4）測定恒星的磁場；（5）確定天體的視向速度和自轉(zhuǎn)等等。
2.3天體距離的測定 人們總希望知道天體離我們有多遠，天體距離的測量也一直是天文學家們的任務。不同遠近的天體可以采不同的測量方法。
隨著科學技術(shù)的發(fā)展，測定天體距離的手段也越來越先進。由于天空的廣袤無垠，所使用測量距離單位也特別。
天文距離單位通常有天文單位（AU）、光年（ly）和秒差距（pc）三種。 2.3.1月球與地球的距離 月球是距離我們最近的天體，天文學家們想了很多的辦法測量它的遠近，但都沒有得到滿意的結(jié)果。
科學的測量直到18世紀（1715年至1753年）才由法國天文學家拉卡伊（N.L.Lacaille）和他的學生拉朗德（Larand）用三角視差法得以實現(xiàn)。他們的結(jié)果是月球與地球之間的平均距離大約為地球半徑的60倍，這與現(xiàn)代測定的數(shù)值（384401千米）很接近。
雷達技術(shù)誕生后，人們又用雷達測定月球距離。激光技術(shù)問世后，人們利用激光的方向性好，光束集中，單色性強等特點來測量月球的距離。
測量精度可以達到厘米量級。 2.3.2太陽和行星的距離 地球繞太陽公轉(zhuǎn)的軌道是橢圓，地球到太陽的距離是隨時間不斷變化的。
通常所說的日地距離，是指地球軌道的半長軸，即為日地平均距離。天文學中把這個距離叫做一個“天文單位”（1AU）。
1976年國際天文學聯(lián)合會把一個天文單位的數(shù)值定為1.49597870*1011米，近似1.496億千米。 太陽是一個熾熱的氣體球，測定太陽的距離不能像測定月球距離那樣直接用三角視差法。
早期測定太陽的距離是借助于離地球較近的火星或小行星。先用三角視差法測定火星或小行星的距離，再根據(jù)開普勒第三定律求太陽距離。
1673年法國天文學家卡西尼（Dominique Cassini）首次利用火星大沖的機會測出了太陽的距離。 許多行星的距離也是由開普勒第三定律求得的，若以1AU為日地距離，“恒星年”為單位作為地球公轉(zhuǎn)周期，便有：T2=a3。
若一個行星的公轉(zhuǎn)周期被測出，就可以算出行星到太陽的距離。如水星的公轉(zhuǎn)周期為0.241恒星年，則水星到太陽的距離為0.387天文單位（AU）。
2.2.3恒星的距離 由于恒星距離我們非常遙遠，它們的距離測定非常困難。對不同遠近的恒星，要用不同的方法測定。
目前，已有很多種測定恒星距離的方法： （1）三角視差法 河內(nèi)天體的距離又稱為視差，恒星對日地平均距離（a）的張角叫做恒星的三角視差（p），則較近的恒星的距離D可表示為： sinπ=a/D 若π很小，π以角秒表示，且單位取秒差距（pc），則有：D=1/π 用周年視差法測定恒星距離，有一定的局限性，因為恒星離我們愈遠，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎(chǔ)，至今用這種方法測量了約10,000多顆恒星。
天文學上的距離單位除天文單位（AU）、秒差距（pc）外，還有光年（ly），即光在真空中一年所走過的距離，相當94605億千米。三種距離單位的關(guān)系是： 1秒差距（pc）=206265天文單位（AU）=3.26光年=3.09*1013千米 1光年（1y）=0.307秒差距（pc）=63240天文單位（Au）=0.95*1013千米。
（2）分光視差法 對于距離更遙遠的恒星，比如距離超過110pc的恒星，由于周年視差非常小，無法用三角視差法測出。于是，又發(fā)展了另外一種比較方便的方法--分光視差法。
該方法的核心是根據(jù)恒星的譜線強度去確定恒星的光度，知道了光度（絕對星等M），由觀測得到的視星等（m）就可以得到距離。 m - M= -5 + 5logD. (3)造父周光關(guān)系測距法 大質(zhì)量的恒星，當演化到晚期時，會呈現(xiàn)出不穩(wěn)定的脈動現(xiàn)象，形成脈動變星。
在這些脈動變星中，有一類脈動周期非常規(guī)則，中文名叫造父。造父是中國古代的星官名稱。
仙王座δ星中有一顆名為造父一，它是一顆亮度會發(fā)生變化的“變星”。變星的光變原因很多。
造父一屬于脈動變星一類。當它的星體膨脹時就顯得亮些，體積縮小時就顯得暗些。
造父一的這種亮度變化很有規(guī)律，它的變化周期是5天8小時46分38秒鐘，稱為“光變周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同變化的變星，統(tǒng)稱“造父變星”。
作者： haj520520 2005-5-21 18:44 回復此發(fā)言 ------------------------------------------------------------------------ 2 天體測量方法 1912 年美國一位女天文學家勒維特（Leavitt 1868--1921）研究小麥哲倫星系內(nèi)的造父變星的星等與光變周期時發(fā)現(xiàn)：光變周期越長的恒。
3.測量地球與星球之間的距離的方法
恒是距離我們非常遙遠，連光都要走好多年。
那么，怎樣測量出恒星的距離呢？ 測量的方法很多，其中對大量較近的恒星可以采用三角視差法測量，如右圖。地球繞太陽作周年運動，地球和太陽的距離在恒星處的張角稱為“周年視差”，用π表示。
地球和太陽的平均距離a是已知的，周年視差π可測定出。這樣，有了a和π恒星和太陽的距離r就很容易求出，即：見最后的圖 （π很小，按直角三角形公式計算） 測量恒星的距離還有其它許多方法，而三角視差法是最基本的方法。
在當今這個電子時代，太陽系的距離測量是不成問題的。人們用雷達測量金星的距離，并且根據(jù)約翰內(nèi)斯·開普勒發(fā)現(xiàn)的“開普勒第三定律”來分析。
這條定律把各行星繞太陽公轉(zhuǎn)的周期和它們的軌道半徑聯(lián)系了起來，舉例來說，如果A和B各代表一顆行星，比方說金星與地球，那么開普勒這條定律可寫為 （A的公轉(zhuǎn)周期）2*(B的軌道半徑)3=(B的公轉(zhuǎn)周期)2*(A的軌道半徑)3。 行星的公轉(zhuǎn)周期可以直接由觀測求得（地球365.26天，金星224.70天），所以這條定律為我們提供了一個聯(lián)系兩行星軌道半徑的方程式。
人們能夠把雷達信號從地球發(fā)到金星，并且收到由金星反射回來的信號。雷達信號以光速運動，知道了它的傳播時間就可以得到地球與金星的距離，從而求出兩者的軌道半徑差。
這樣一來，我們就有了包含地球與金星軌道半徑這兩個未知數(shù)的兩個方程式，然后把它們解出來就行了。 下一步是由太陽系過渡到恒星距離的測定。
天文學家為此所用的“視差法”早就由伽利略（GalileoGalilei）提出過，但是直到1838年才由弗里德里?！ねへ惾麪柕谝淮纬晒Φ赜脕頊y定天鵝座61號星的距離（這在本書第4章已提到過）。由于地球每年繞太陽公轉(zhuǎn)一周，我們在一年之中所看到附近恒星在天上的方向老是略有變遷。
圖B-1就簡略地表示了這種情況。把地球在1月1日的位置和7月1日的位置這兩點用一條直線連起來，它的長度是已知的，也就是地球軌道半徑的2倍。
天文學家只要在這2天觀測某星，就能測出圖B-1中的CAB角和CBA角。這樣，三角形ABC的兩角和一邊已知，用我們在中學里就已學過的數(shù)學可以求出所有未知的角和邊，就是說，也能算出地球和該星在1月1日和7月1日兩個時刻的距離。
不過實際上恒星都是極為遙遠，這兩段距離之間的細微差別完全可以忽略不計。 這樣，我們就得出了恒星離太陽系的距離。
用了這種方法，人們已經(jīng)能夠把天體的距離測量伸展到大約300光年的遠處。舉例來說，圖2-2是太陽附近恒星的赫羅圖，其中所有恒星的距離全都是用視差方法測定的。
對于更遠的恒星，從地球軌道上相隔半年的兩處望去的方向差值實在太微小，測不出來，這種方法就不靈驗了。 還有一種重要的距離測定法，這里只大略地講一下。
它的依據(jù)是，同一個星團中的恒星都在以同樣的速率沿著平行的軌道向同一方向運動。雖然從地球上看去它們在天上的位置變化非常緩慢，很不容易測量出來，但天文學家還是發(fā)現(xiàn)了許多星團中群星的平行軌道都有會聚到天上某一點的現(xiàn)象，就像地面平行的火車鐵軌看起來在遠方會聚到一點那樣。
這種會聚點告訴我們該群恒星飛向何方。有了這項信息，又用多普勒效應得到了這些恒星的視向速度，再測出了它們年復一年相對于遙遠背景星的移動角速度，就可以求出它們的距離來。
這時的做法也無非就是簡易的解三角形計算。許多星團的距離是這樣測定的。
再把這些星的光度求出來，就能夠像第2章中所講的那樣去研究它們在赫羅圖上的分布規(guī)律。 我們也不妨反其道而行之。
比方說有某個星團離開我們實在太遠，上面所講的各種測定距離的方法都不管用了，那么我們還可以利用兩條規(guī)律來解決問題，一條是其中質(zhì)量較小的恒星位于主序上，另一條是這些星全都滿足主序星所應有的顏色與光度對應關(guān)系。這樣一來，只要我能測出這個星團中某一顆主序星的顏色，馬上就能知道它的光度，把光度和這顆星在天上看起來的視亮度加以對比，略作計算，我就能求出這顆星的，也就是這個星團的距離。
實際上人類已經(jīng)能夠測量的距離遠遠超出了上述范圍，這樣的成就簡直是一種奇跡。由于人們長期不了解的原因，脈動著的造父變星表現(xiàn)出一種奇異的規(guī)律性：脈動周期和光度存在單一的對應關(guān)系。
造父變星的脈動周期只要耐心觀測就很好測定，馬上就能得出它在一個脈動周期中的平均光度；把這一數(shù)值和我們觀測到天上此星的平均亮度加以對比，隨即就可算出它的距離。造父變星的本身光度非常強，它們不僅可見于銀河系的邊遠角落，而且明暗交替的變化還使它們顯眼于河外星系的眾星之間。
人類利用了造父變星已經(jīng)突破銀河系，超出了仙女座大星系，把測量距離的探索擴向更遠得多的空間。
4.地球到外星球及星系的距離怎樣測算
對于太陽系內(nèi)天體，可以發(fā)射雷達波的方法來測定，或者可以通過計算它圍繞太陽的軌道來推算。這兩種方法都是相當精確的。
對于距離比較近的恒星，可以利用恒星的視差來測定（適用于500光年以內(nèi)），這種方法比較精確。
詳細的資料見這里/view/7924.htm
對于更加遠的天體，就用造父變星的光變周期法來測定，這種方法也是比較精確的（適用范圍在1000萬光年左右）
/view/975.htm
對于1000萬光年以上的天體，就分辨不出造父變形了，那就可以使用I型超新星法來測定（I型超新星爆發(fā)的時候亮度基本上都在一個值附近），或者使用光譜紅移的方法。
不過兩者相比之下前者更加精確，誤差在10%-20%之間。就是能夠這樣測定距離的星系比較少。后面的一種方法對于任何星系都適用，就是誤差比較大，有50%左右，也是沒有辦法的辦法。
5.測定距離的方法有哪3種
一般是用三角法，比如說地球在春分點和秋分點時分別觀測一顆恒星對地球的角度，然后以公轉(zhuǎn)軌道半徑為基線，算出它距地球的距離 對于較近的天體（500光年以內(nèi)）采用三角法測距。
500--10萬光年的天體采用光度法確定距離。 10萬光年以外天文學家找到了造父變星作為標準，可達5億光年的范圍。
更遠的距離是用觀測到的紅移量，依據(jù)哈勃定理推算出來的。 參考資料：吳國盛 《科學的歷程》 同的天體距離要有不同的方法，摘抄如下： 天體測量方法 2.2.2光譜在天文研究中的應用 人類一直想了解天體的物理、化學性狀。
這種愿望只有在光譜分析應用于天文后才成為可能并由此而導致了天體物理學的誕生和發(fā)展。通過光譜分析可以：（1）確定天體的化學組成；（2）確定恒星的溫度；（3）確定恒星的壓力；（4）測定恒星的磁場；（5）確定天體的視向速度和自轉(zhuǎn)等等。
2.3天體距離的測定 人們總希望知道天體離我們有多遠，天體距離的測量也一直是天文學家們的任務。不同遠近的天體可以采不同的測量方法。
隨著科學技術(shù)的發(fā)展，測定天體距離的手段也越來越先進。由于天空的廣袤無垠，所使用測量距離單位也特別。
天文距離單位通常有天文單位（AU）、光年（ly）和秒差距（pc）三種。 2.3.1月球與地球的距離 月球是距離我們最近的天體，天文學家們想了很多的辦法測量它的遠近，但都沒有得到滿意的結(jié)果。
科學的測量直到18世紀（1715年至1753年）才由法國天文學家拉卡伊（N.L.Lacaille）和他的學生拉朗德（Larand）用三角視差法得以實現(xiàn)。他們的結(jié)果是月球與地球之間的平均距離大約為地球半徑的60倍，這與現(xiàn)代測定的數(shù)值（384401千米）很接近。
雷達技術(shù)誕生后，人們又用雷達測定月球距離。激光技術(shù)問世后，人們利用激光的方向性好，光束集中，單色性強等特點來測量月球的距離。
測量精度可以達到厘米量級。 2.3.2太陽和行星的距離 地球繞太陽公轉(zhuǎn)的軌道是橢圓，地球到太陽的距離是隨時間不斷變化的。
通常所說的日地距離，是指地球軌道的半長軸，即為日地平均距離。天文學中把這個距離叫做一個“天文單位”（1AU）。
1976年國際天文學聯(lián)合會把一個天文單位的數(shù)值定為1.49597870*1011米，近似1.496億千米。 太陽是一個熾熱的氣體球，測定太陽的距離不能像測定月球距離那樣直接用三角視差法。
早期測定太陽的距離是借助于離地球較近的火星或小行星。先用三角視差法測定火星或小行星的距離，再根據(jù)開普勒第三定律求太陽距離。
1673年法國天文學家卡西尼（Dominique Cassini）首次利用火星大沖的機會測出了太陽的距離。 許多行星的距離也是由開普勒第三定律求得的，若以1AU為日地距離，“恒星年”為單位作為地球公轉(zhuǎn)周期，便有：T2=a3。
若一個行星的公轉(zhuǎn)周期被測出，就可以算出行星到太陽的距離。如水星的公轉(zhuǎn)周期為0.241恒星年，則水星到太陽的距離為0.387天文單位（AU）。
2.2.3恒星的距離 由于恒星距離我們非常遙遠，它們的距離測定非常困難。對不同遠近的恒星，要用不同的方法測定。
目前，已有很多種測定恒星距離的方法： （1）三角視差法 河內(nèi)天體的距離又稱為視差，恒星對日地平均距離（a）的張角叫做恒星的三角視差（p），則較近的恒星的距離D可表示為： sinπ=a/D 若π很小，π以角秒表示，且單位取秒差距（pc），則有：D=1/π 用周年視差法測定恒星距離，有一定的局限性，因為恒星離我們愈遠，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎(chǔ)，至今用這種方法測量了約10,000多顆恒星。
天文學上的距離單位除天文單位（AU）、秒差距（pc）外，還有光年（ly），即光在真空中一年所走過的距離，相當94605億千米。三種距離單位的關(guān)系是： 1秒差距（pc）=206265天文單位（AU）=3.26光年=3.09*1013千米 1光年（1y）=0.307秒差距（pc）=63240天文單位（Au）=0.95*1013千米。
（2）分光視差法 對于距離更遙遠的恒星，比如距離超過110pc的恒星，由于周年視差非常小，無法用三角視差法測出。于是，又發(fā)展了另外一種比較方便的方法--分光視差法。
該方法的核心是根據(jù)恒星的譜線強度去確定恒星的光度，知道了光度（絕對星等M），由觀測得到的視星等（m）就可以得到距離。 m - M= -5 + 5logD. (3)造父周光關(guān)系測距法 大質(zhì)量的恒星，當演化到晚期時，會呈現(xiàn)出不穩(wěn)定的脈動現(xiàn)象，形成脈動變星。
在這些脈動變星中，有一類脈動周期非常規(guī)則，中文名叫造父。造父是中國古代的星官名稱。
仙王座δ星中有一顆名為造父一，它是一顆亮度會發(fā)生變化的“變星”。變星的光變原因很多。
造父一屬于脈動變星一類。當它的星體膨脹時就顯得亮些，體積縮小時就顯得暗些。
造父一的這種亮度變化很有規(guī)律，它的變化周期是5天8小時46分38秒鐘，稱為“光變周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同變化的變星，統(tǒng)稱“造父變星”。
作者： haj520520 2005-5-21 18:44 回復此發(fā)言 ------------------------------------------------------------------------ 2 天體測量方法 1912 年美國一位女天文學家勒維特（Leavitt 1868--1921）研究小麥哲倫星系內(nèi)的造父變星的星等與光變周期時發(fā)現(xiàn)：光變周期。
