测量河外星系距离的方法(测量天体的距离的方法有哪几种)
1.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。
2.测量天体到地球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。
3.测量地球与星球之间的距离的方法
恒是距离我们非常遥远，连光都要走好多年。
那么，怎样测量出恒星的距离呢？ 测量的方法很多，其中对大量较近的恒星可以采用三角视差法测量，如右图。地球绕太阳作周年运动，地球和太阳的距离在恒星处的张角称为“周年视差”，用π表示。
地球和太阳的平均距离a是已知的，周年视差π可测定出。这样，有了a和π恒星和太阳的距离r就很容易求出，即：见最后的图 （π很小，按直角三角形公式计算） 测量恒星的距离还有其它许多方法，而三角视差法是最基本的方法。
在当今这个电子时代，太阳系的距离测量是不成问题的。人们用雷达测量金星的距离，并且根据约翰内斯·开普勒发现的“开普勒第三定律”来分析。
这条定律把各行星绕太阳公转的周期和它们的轨道半径联系了起来，举例来说，如果A和B各代表一颗行星，比方说金星与地球，那么开普勒这条定律可写为 （A的公转周期）2*(B的轨道半径)3=(B的公转周期)2*(A的轨道半径)3。 行星的公转周期可以直接由观测求得（地球365.26天，金星224.70天），所以这条定律为我们提供了一个联系两行星轨道半径的方程式。
人们能够把雷达信号从地球发到金星，并且收到由金星反射回来的信号。雷达信号以光速运动，知道了它的传播时间就可以得到地球与金星的距离，从而求出两者的轨道半径差。
这样一来，我们就有了包含地球与金星轨道半径这两个未知数的两个方程式，然后把它们解出来就行了。 下一步是由太阳系过渡到恒星距离的测定。
天文学家为此所用的“视差法”早就由伽利略（GalileoGalilei）提出过，但是直到1838年才由弗里德里希·威廉·贝塞尔第一次成功地用来测定天鹅座61号星的距离（这在本书第4章已提到过）。由于地球每年绕太阳公转一周，我们在一年之中所看到附近恒星在天上的方向老是略有变迁。
图B-1就简略地表示了这种情况。把地球在1月1日的位置和7月1日的位置这两点用一条直线连起来，它的长度是已知的，也就是地球轨道半径的2倍。
天文学家只要在这2天观测某星，就能测出图B-1中的CAB角和CBA角。这样，三角形ABC的两角和一边已知，用我们在中学里就已学过的数学可以求出所有未知的角和边，就是说，也能算出地球和该星在1月1日和7月1日两个时刻的距离。
不过实际上恒星都是极为遥远，这两段距离之间的细微差别完全可以忽略不计。 这样，我们就得出了恒星离太阳系的距离。
用了这种方法，人们已经能够把天体的距离测量伸展到大约300光年的远处。举例来说，图2-2是太阳附近恒星的赫罗图，其中所有恒星的距离全都是用视差方法测定的。
对于更远的恒星，从地球轨道上相隔半年的两处望去的方向差值实在太微小，测不出来，这种方法就不灵验了。 还有一种重要的距离测定法，这里只大略地讲一下。
它的依据是，同一个星团中的恒星都在以同样的速率沿着平行的轨道向同一方向运动。虽然从地球上看去它们在天上的位置变化非常缓慢，很不容易测量出来，但天文学家还是发现了许多星团中群星的平行轨道都有会聚到天上某一点的现象，就像地面平行的火车铁轨看起来在远方会聚到一点那样。
这种会聚点告诉我们该群恒星飞向何方。有了这项信息，又用多普勒效应得到了这些恒星的视向速度，再测出了它们年复一年相对于遥远背景星的移动角速度，就可以求出它们的距离来。
这时的做法也无非就是简易的解三角形计算。许多星团的距离是这样测定的。
再把这些星的光度求出来，就能够像第2章中所讲的那样去研究它们在赫罗图上的分布规律。 我们也不妨反其道而行之。
比方说有某个星团离开我们实在太远，上面所讲的各种测定距离的方法都不管用了，那么我们还可以利用两条规律来解决问题，一条是其中质量较小的恒星位于主序上，另一条是这些星全都满足主序星所应有的颜色与光度对应关系。这样一来，只要我能测出这个星团中某一颗主序星的颜色，马上就能知道它的光度，把光度和这颗星在天上看起来的视亮度加以对比，略作计算，我就能求出这颗星的，也就是这个星团的距离。
实际上人类已经能够测量的距离远远超出了上述范围，这样的成就简直是一种奇迹。由于人们长期不了解的原因，脉动着的造父变星表现出一种奇异的规律性：脉动周期和光度存在单一的对应关系。
造父变星的脉动周期只要耐心观测就很好测定，马上就能得出它在一个脉动周期中的平均光度；把这一数值和我们观测到天上此星的平均亮度加以对比，随即就可算出它的距离。造父变星的本身光度非常强，它们不仅可见于银河系的边远角落，而且明暗交替的变化还使它们显眼于河外星系的众星之间。
人类利用了造父变星已经突破银河系，超出了仙女座大星系，把测量距离的探索扩向更远得多的空间。
4.地球到外星球及星系的距离怎样测算
对于太阳系内天体，可以发射雷达波的方法来测定，或者可以通过计算它围绕太阳的轨道来推算。这两种方法都是相当精确的。
对于距离比较近的恒星，可以利用恒星的视差来测定（适用于500光年以内），这种方法比较精确。
详细的资料见这里/view/7924.htm
对于更加远的天体，就用造父变星的光变周期法来测定，这种方法也是比较精确的（适用范围在1000万光年左右）
/view/975.htm
对于1000万光年以上的天体，就分辨不出造父变形了，那就可以使用I型超新星法来测定（I型超新星爆发的时候亮度基本上都在一个值附近），或者使用光谱红移的方法。
不过两者相比之下前者更加精确，误差在10%-20%之间。就是能够这样测定距离的星系比较少。后面的一种方法对于任何星系都适用，就是误差比较大，有50%左右，也是没有办法的办法。
5.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 ------------------------------------------------------------------------ 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。
