人类是如何测量星体之间的距离的1）利用三角视差法（Trigonometric，Parallax）。三角视差就是观测者在两个不同位...
人类是如何测量星体之间的距离的
三角视差就是观测者在两个不同位置看到同一目标所观察到的目标与背景之间的差别。
由于地球绕太阳作周年运动，地球在轨道的这一侧和另一侧，观测者可以察觉到天体方向的变化——也就是被观察的天体对日地距离的视差角p：借助一点初级的三角知识，大家可以得出：当p很小时，sin(p)趋近于p（以弧度计算），那么被观察的天体离太阳的距离d = 地球离太阳的距离（也称天文单位AU）/ 视差角p。
事实上，除了光年之外，天文距离也经常用“秒差距”（parsec）来表达，因为一秒 = 1度 / 3600 = (pi / 180)弧度 / 3600，所以1秒差距 = AU * 180 * 3600 / pi = 206264天文单位 = 3.2616光年 = 308568亿公里。
然而，目前最好的Hipparcos卫星也只能观察到不远于500秒差距的星体，超出这个距离的，三角视差法就失效了。直接的方法不行，我们就用间接的方法。
我们直接观测到的星等称为视星等（apparent magnitude ），如果把恒星统一放到10秒差距时所观察到的星等就叫做绝对星等（Absolute magnitude）。绝对星等代表的是星体的绝对亮度，而视星等取决于绝对星等和距离。这样一来，如果我们知道星体的绝对星等，再加上所观察到的视星，距离是可以计算出来的：5log(10)(d / 千秒差距）= 视星等 - 绝对星等 + 5。
问题是，我们怎样知道所观测星体的绝对星等呢？
2）利用分光视差法（Spectroscopic Parallax）。
从恒星光谱研究发现，同样光谱型的恒星中总有几条谱线的强度只随光度而异。对于三角视差法测得出距离的恒星，可由其视星等和距离算出绝对星等，因而可做出以谱线强度为横坐标，以绝对星等为纵坐标的归算曲线。然后对于待测距离的同一光谱型恒星，先测量其谱线强度，再利用归算曲线得出它的绝对星等。型：蓝色，大于25000度
B型：蓝色，11000度至25000度
A型：蓝色，7500度至11000度
F型：蓝色到白色，6000到7500度
G型：白色到黄色，5000到6000度
K型：橙色到红色，3500到5000度
M型：红色，小于3500度
3）利用造父视差法（Cepheid Distance）
有一类星名叫造父变星（Cepheid Variable），这类星的光度随周期性循环转变。周期的频率与星的绝对星等关系固定，故此这类星可作“标准烛光”（Standard Candle），从光度频率就可算出其绝对星等。
用这方法，目前测量到最远的是M100星系，距离是五千六百万光年。以这类星系的光谱红移，加上测量到的绝对距离，可做距离与红移关系的校准（Calibration），进而用光谱红移去推算更远的星系。
4）利用星群视差法（Moving Clusters）
有些银河星团的成员星自行速度和方向都很相近，有从一个辐射点分散开来或向一个会聚点会集的倾向。这种可定出辐射点或会聚点的星团称为移动星团。 根据移动星团内恒星的自行和视向速度，可以定出这种星团内个别成员星的视差。这种视差称为“星群视差”，其精度很高。因此移动星团成员星的光度常被用来作为各种类型恒星的光度基准。
当然还有其它各种不同的方法，比如统计视差法（Statistical Parallax），力学视差法（Kinematic Distance）等等。
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。
测量天体的距离的方法有哪几种？
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，这就是著名的哈勃定律，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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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。
可以通过将拇指抬起与手臂保持一定距离并先用一只眼睛观察然后再用另一只眼睛观看来测量视差。通过这种方法，拇指在背景下似乎会稍微移动。因为两只眼睛分开了几厘米，所以每只眼睛都从不同的位置观看再用另一只眼拇指，拇指看起来移动的量就是它的视差。当天文学家测量物体的视差并知道观察物体的两个位置之间的距离时，他们就可以计算到物体的距离。
视差是宇宙距离测量阶梯中的一个重要方法。通过在相隔数千公里的地球上进行的观测，就像通过非常遥远的两只眼睛来观察，视差测量可以揭示到行星的巨大距离。为了测量恒星的距离，天文学家使用1天文单位（AU）的基线，这是地球与太阳之间的平均距离，约为1.5亿公里。
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。
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