測(cè)量河外星系距離的方法(測(cè)量天體的距離的方法有哪幾種)
1.測(cè)量天體的距離的方法有哪幾種
一般是用三角法，比如說(shuō)地球在春分點(diǎn)和秋分點(diǎn)時(shí)分別觀測(cè)一顆恒星對(duì)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(duì)于較近的天體（500光年以內(nèi)）采用三角法測(cè)距。
500--10萬(wàn)光年的天體采用光度法確定距離。 10萬(wàn)光年以外天文學(xué)家找到了造父變星作為標(biāo)準(zhǔn)，可達(dá)5億光年的范圍。
更遠(yuǎn)的距離是用觀測(cè)到的紅移量，依據(jù)哈勃定理推算出來(lái)的。 參考資料：吳國(guó)盛 《科學(xué)的歷程》 同的天體距離要有不同的方法，摘抄如下： 天體測(cè)量方法 2.2.2光譜在天文研究中的應(yīng)用 人類一直想了解天體的物理、化學(xué)性狀。
這種愿望只有在光譜分析應(yīng)用于天文后才成為可能并由此而導(dǎo)致了天體物理學(xué)的誕生和發(fā)展。通過(guò)光譜分析可以：（1）確定天體的化學(xué)組成；（2）確定恒星的溫度；（3）確定恒星的壓力；（4）測(cè)定恒星的磁場(chǎng)；（5）確定天體的視向速度和自轉(zhuǎn)等等。
2.3天體距離的測(cè)定 人們總希望知道天體離我們有多遠(yuǎn)，天體距離的測(cè)量也一直是天文學(xué)家們的任務(wù)。不同遠(yuǎn)近的天體可以采不同的測(cè)量方法。
隨著科學(xué)技術(shù)的發(fā)展，測(cè)定天體距離的手段也越來(lái)越先進(jìn)。由于天空的廣袤無(wú)垠，所使用測(cè)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(xué)家們想了很多的辦法測(cè)量它的遠(yuǎn)近，但都沒(méi)有得到滿意的結(jié)果。
科學(xué)的測(cè)量直到18世紀(jì)（1715年至1753年）才由法國(guó)天文學(xué)家拉卡伊（N.L.Lacaille）和他的學(xué)生拉朗德（Larand）用三角視差法得以實(shí)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(cè)定的數(shù)值（384401千米）很接近。
雷達(dá)技術(shù)誕生后，人們又用雷達(dá)測(cè)定月球距離。激光技術(shù)問(wèn)世后，人們利用激光的方向性好，光束集中，單色性強(qiáng)等特點(diǎn)來(lái)測(cè)量月球的距離。
測(cè)量精度可以達(dá)到厘米量級(jí)。 2.3.2太陽(yáng)和行星的距離 地球繞太陽(yáng)公轉(zhuǎn)的軌道是橢圓，地球到太陽(yáng)的距離是隨時(shí)間不斷變化的。
通常所說(shuō)的日地距離，是指地球軌道的半長(zhǎng)軸，即為日地平均距離。天文學(xué)中把這個(gè)距離叫做一個(gè)“天文單位”（1AU）。
1976年國(guó)際天文學(xué)聯(lián)合會(huì)把一個(gè)天文單位的數(shù)值定為1.49597870*1011米，近似1.496億千米。 太陽(yáng)是一個(gè)熾熱的氣體球，測(cè)定太陽(yáng)的距離不能像測(cè)定月球距離那樣直接用三角視差法。
早期測(cè)定太陽(yáng)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(cè)定火星或小行星的距離，再根據(jù)開(kāi)普勒第三定律求太陽(yáng)距離。
1673年法國(guó)天文學(xué)家卡西尼（Dominique Cassini）首次利用火星大沖的機(jī)會(huì)測(cè)出了太陽(yáng)的距離。 許多行星的距離也是由開(kāi)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(gè)行星的公轉(zhuǎn)周期被測(cè)出，就可以算出行星到太陽(yáng)的距離。如水星的公轉(zhuǎn)周期為0.241恒星年，則水星到太陽(yáng)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(yuǎn)，它們的距離測(cè)定非常困難。對(duì)不同遠(yuǎn)近的恒星，要用不同的方法測(cè)定。
目前，已有很多種測(cè)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(duì)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(cè)定恒星距離，有一定的局限性，因?yàn)楹阈请x我們愈遠(yuǎn)，π就愈小，實(shí)際觀測(cè)中很難測(cè)定。三角視差是一切天體距離測(cè)量的基礎(chǔ)，至今用這種方法測(cè)量了約10,000多顆恒星。
天文學(xué)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(guò)的距離，相當(dāng)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(duì)于距離更遙遠(yuǎn)的恒星，比如距離超過(guò)110pc的恒星，由于周年視差非常小，無(wú)法用三角視差法測(cè)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(qiáng)度去確定恒星的光度，知道了光度（絕對(duì)星等M），由觀測(cè)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(cè)距法 大質(zhì)量的恒星，當(dāng)演化到晚期時(shí)，會(huì)呈現(xiàn)出不穩(wěn)定的脈動(dòng)現(xiàn)象，形成脈動(dòng)變星。
在這些脈動(dòng)變星中，有一類脈動(dòng)周期非常規(guī)則，中文名叫造父。造父是中國(guó)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(huì)發(fā)生變化的“變星”。變星的光變?cè)蚝芏唷?/p>
造父一屬于脈動(dòng)變星一類。當(dāng)它的星體膨脹時(shí)就顯得亮些，體積縮小時(shí)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(shí)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(fù)此發(fā)言 ------------------------------------------------------------------------ 2 天體測(cè)量方法 1912 年美國(guó)一位女天文學(xué)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(shí)發(fā)現(xiàn)：光變周期越長(zhǎng)的恒。
2.測(cè)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(shuō)地球在春分點(diǎn)和秋分點(diǎn)時(shí)分別觀測(cè)一顆恒星對(duì)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(duì)于較近的天體（500光年以內(nèi)）采用三角法測(cè)距。
500--10萬(wàn)光年的天體采用光度法確定距離。 10萬(wàn)光年以外天文學(xué)家找到了造父變星作為標(biāo)準(zhǔn)，可達(dá)5億光年的范圍。
更遠(yuǎn)的距離是用觀測(cè)到的紅移量，依據(jù)哈勃定理推算出來(lái)的。 參考資料：吳國(guó)盛 《科學(xué)的歷程》 同的天體距離要有不同的方法，摘抄如下： 天體測(cè)量方法 2.2.2光譜在天文研究中的應(yīng)用 人類一直想了解天體的物理、化學(xué)性狀。
這種愿望只有在光譜分析應(yīng)用于天文后才成為可能并由此而導(dǎo)致了天體物理學(xué)的誕生和發(fā)展。通過(guò)光譜分析可以：（1）確定天體的化學(xué)組成；（2）確定恒星的溫度；（3）確定恒星的壓力；（4）測(cè)定恒星的磁場(chǎng)；（5）確定天體的視向速度和自轉(zhuǎn)等等。
2.3天體距離的測(cè)定 人們總希望知道天體離我們有多遠(yuǎn)，天體距離的測(cè)量也一直是天文學(xué)家們的任務(wù)。不同遠(yuǎn)近的天體可以采不同的測(cè)量方法。
隨著科學(xué)技術(shù)的發(fā)展，測(cè)定天體距離的手段也越來(lái)越先進(jìn)。由于天空的廣袤無(wú)垠，所使用測(cè)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(xué)家們想了很多的辦法測(cè)量它的遠(yuǎn)近，但都沒(méi)有得到滿意的結(jié)果。
科學(xué)的測(cè)量直到18世紀(jì)（1715年至1753年）才由法國(guó)天文學(xué)家拉卡伊（N.L.Lacaille）和他的學(xué)生拉朗德（Larand）用三角視差法得以實(shí)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(cè)定的數(shù)值（384401千米）很接近。
雷達(dá)技術(shù)誕生后，人們又用雷達(dá)測(cè)定月球距離。激光技術(shù)問(wèn)世后，人們利用激光的方向性好，光束集中，單色性強(qiáng)等特點(diǎn)來(lái)測(cè)量月球的距離。
測(cè)量精度可以達(dá)到厘米量級(jí)。 2.3.2太陽(yáng)和行星的距離 地球繞太陽(yáng)公轉(zhuǎn)的軌道是橢圓，地球到太陽(yáng)的距離是隨時(shí)間不斷變化的。
通常所說(shuō)的日地距離，是指地球軌道的半長(zhǎng)軸，即為日地平均距離。天文學(xué)中把這個(gè)距離叫做一個(gè)“天文單位”（1AU）。
1976年國(guó)際天文學(xué)聯(lián)合會(huì)把一個(gè)天文單位的數(shù)值定為1.49597870*1011米，近似1.496億千米。 太陽(yáng)是一個(gè)熾熱的氣體球，測(cè)定太陽(yáng)的距離不能像測(cè)定月球距離那樣直接用三角視差法。
早期測(cè)定太陽(yáng)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(cè)定火星或小行星的距離，再根據(jù)開(kāi)普勒第三定律求太陽(yáng)距離。
1673年法國(guó)天文學(xué)家卡西尼（Dominique Cassini）首次利用火星大沖的機(jī)會(huì)測(cè)出了太陽(yáng)的距離。 許多行星的距離也是由開(kāi)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(gè)行星的公轉(zhuǎn)周期被測(cè)出，就可以算出行星到太陽(yáng)的距離。如水星的公轉(zhuǎn)周期為0.241恒星年，則水星到太陽(yáng)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(yuǎn)，它們的距離測(cè)定非常困難。對(duì)不同遠(yuǎn)近的恒星，要用不同的方法測(cè)定。
目前，已有很多種測(cè)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(duì)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(cè)定恒星距離，有一定的局限性，因?yàn)楹阈请x我們愈遠(yuǎn)，π就愈小，實(shí)際觀測(cè)中很難測(cè)定。三角視差是一切天體距離測(cè)量的基礎(chǔ)，至今用這種方法測(cè)量了約10,000多顆恒星。
天文學(xué)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(guò)的距離，相當(dāng)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(duì)于距離更遙遠(yuǎn)的恒星，比如距離超過(guò)110pc的恒星，由于周年視差非常小，無(wú)法用三角視差法測(cè)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(qiáng)度去確定恒星的光度，知道了光度（絕對(duì)星等M），由觀測(cè)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(cè)距法 大質(zhì)量的恒星，當(dāng)演化到晚期時(shí)，會(huì)呈現(xiàn)出不穩(wěn)定的脈動(dòng)現(xiàn)象，形成脈動(dòng)變星。
在這些脈動(dòng)變星中，有一類脈動(dòng)周期非常規(guī)則，中文名叫造父。造父是中國(guó)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(huì)發(fā)生變化的“變星”。變星的光變?cè)蚝芏唷?/p>
造父一屬于脈動(dòng)變星一類。當(dāng)它的星體膨脹時(shí)就顯得亮些，體積縮小時(shí)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(shí)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(fù)此發(fā)言 ------------------------------------------------------------------------ 2 天體測(cè)量方法 1912 年美國(guó)一位女天文學(xué)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(shí)發(fā)現(xiàn)：光變周期越長(zhǎng)的恒。
3.測(cè)量地球與星球之間的距離的方法
恒是距離我們非常遙遠(yuǎn)，連光都要走好多年。
那么，怎樣測(cè)量出恒星的距離呢？ 測(cè)量的方法很多，其中對(duì)大量較近的恒星可以采用三角視差法測(cè)量，如右圖。地球繞太陽(yáng)作周年運(yùn)動(dòng)，地球和太陽(yáng)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(yáng)的平均距離a是已知的，周年視差π可測(cè)定出。這樣，有了a和π恒星和太陽(yáng)的距離r就很容易求出，即：見(jiàn)最后的圖 （π很小，按直角三角形公式計(jì)算） 測(cè)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(dāng)今這個(gè)電子時(shí)代，太陽(yáng)系的距離測(cè)量是不成問(wèn)題的。人們用雷達(dá)測(cè)量金星的距離，并且根據(jù)約翰內(nèi)斯·開(kāi)普勒發(fā)現(xiàn)的“開(kāi)普勒第三定律”來(lái)分析。
這條定律把各行星繞太陽(yáng)公轉(zhuǎn)的周期和它們的軌道半徑聯(lián)系了起來(lái)，舉例來(lái)說(shuō)，如果A和B各代表一顆行星，比方說(shuō)金星與地球，那么開(kāi)普勒這條定律可寫(xiě)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(cè)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(gè)聯(lián)系兩行星軌道半徑的方程式。
人們能夠把雷達(dá)信號(hào)從地球發(fā)到金星，并且收到由金星反射回來(lái)的信號(hào)。雷達(dá)信號(hào)以光速運(yùn)動(dòng)，知道了它的傳播時(shí)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(lái)，我們就有了包含地球與金星軌道半徑這兩個(gè)未知數(shù)的兩個(gè)方程式，然后把它們解出來(lái)就行了。 下一步是由太陽(yáng)系過(guò)渡到恒星距離的測(cè)定。
天文學(xué)家為此所用的“視差法”早就由伽利略（GalileoGalilei）提出過(guò)，但是直到1838年才由弗里德里?！ねへ惾麪柕谝淮纬晒Φ赜脕?lái)測(cè)定天鵝座61號(hào)星的距離（這在本書(shū)第4章已提到過(guò)）。由于地球每年繞太陽(yáng)公轉(zhuǎn)一周，我們?cè)谝荒曛兴吹礁浇阈窃谔焐系姆较蚶鲜锹杂凶冞w。
圖B-1就簡(jiǎn)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(diǎn)用一條直線連起來(lái)，它的長(zhǎng)度是已知的，也就是地球軌道半徑的2倍。
天文學(xué)家只要在這2天觀測(cè)某星，就能測(cè)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?cè)谥袑W(xué)里就已學(xué)過(guò)的數(shù)學(xué)可以求出所有未知的角和邊，就是說(shuō)，也能算出地球和該星在1月1日和7月1日兩個(gè)時(shí)刻的距離。
不過(guò)實(shí)際上恒星都是極為遙遠(yuǎn)，這兩段距離之間的細(xì)微差別完全可以忽略不計(jì)。 這樣，我們就得出了恒星離太陽(yáng)系的距離。
用了這種方法，人們已經(jīng)能夠把天體的距離測(cè)量伸展到大約300光年的遠(yuǎn)處。舉例來(lái)說(shuō)，圖2-2是太陽(yáng)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(cè)定的。
對(duì)于更遠(yuǎn)的恒星，從地球軌道上相隔半年的兩處望去的方向差值實(shí)在太微小，測(cè)不出來(lái)，這種方法就不靈驗(yàn)了。 還有一種重要的距離測(cè)定法，這里只大略地講一下。
它的依據(jù)是，同一個(gè)星團(tuán)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(yùn)動(dòng)。雖然從地球上看去它們?cè)谔焐系奈恢米兓浅＞徛懿蝗菀诇y(cè)量出來(lái)，但天文學(xué)家還是發(fā)現(xiàn)了許多星團(tuán)中群星的平行軌道都有會(huì)聚到天上某一點(diǎn)的現(xiàn)象，就像地面平行的火車鐵軌看起來(lái)在遠(yuǎn)方會(huì)聚到一點(diǎn)那樣。
這種會(huì)聚點(diǎn)告訴我們?cè)撊汉阈秋w向何方。有了這項(xiàng)信息，又用多普勒效應(yīng)得到了這些恒星的視向速度，再測(cè)出了它們年復(fù)一年相對(duì)于遙遠(yuǎn)背景星的移動(dòng)角速度，就可以求出它們的距離來(lái)。
這時(shí)的做法也無(wú)非就是簡(jiǎn)易的解三角形計(jì)算。許多星團(tuán)的距離是這樣測(cè)定的。
再把這些星的光度求出來(lái)，就能夠像第2章中所講的那樣去研究它們?cè)诤樟_圖上的分布規(guī)律。 我們也不妨反其道而行之。
比方說(shuō)有某個(gè)星團(tuán)離開(kāi)我們實(shí)在太遠(yuǎn)，上面所講的各種測(cè)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(lái)解決問(wèn)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(yīng)有的顏色與光度對(duì)應(yīng)關(guān)系。這樣一來(lái)，只要我能測(cè)出這個(gè)星團(tuán)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(lái)的視亮度加以對(duì)比，略作計(jì)算，我就能求出這顆星的，也就是這個(gè)星團(tuán)的距離。
實(shí)際上人類已經(jīng)能夠測(cè)量的距離遠(yuǎn)遠(yuǎn)超出了上述范圍，這樣的成就簡(jiǎn)直是一種奇跡。由于人們長(zhǎng)期不了解的原因，脈動(dòng)著的造父變星表現(xiàn)出一種奇異的規(guī)律性：脈動(dòng)周期和光度存在單一的對(duì)應(yīng)關(guān)系。
造父變星的脈動(dòng)周期只要耐心觀測(cè)就很好測(cè)定，馬上就能得出它在一個(gè)脈動(dòng)周期中的平均光度；把這一數(shù)值和我們觀測(cè)到天上此星的平均亮度加以對(duì)比，隨即就可算出它的距離。造父變星的本身光度非常強(qiáng)，它們不僅可見(jiàn)于銀河系的邊遠(yuǎn)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(cè)量距離的探索擴(kuò)向更遠(yuǎn)得多的空間。
4.地球到外星球及星系的距離怎樣測(cè)算
對(duì)于太陽(yáng)系內(nèi)天體，可以發(fā)射雷達(dá)波的方法來(lái)測(cè)定，或者可以通過(guò)計(jì)算它圍繞太陽(yáng)的軌道來(lái)推算。這兩種方法都是相當(dāng)精確的。
對(duì)于距離比較近的恒星，可以利用恒星的視差來(lái)測(cè)定（適用于500光年以內(nèi)），這種方法比較精確。
詳細(xì)的資料見(jiàn)這里/view/7924.htm
對(duì)于更加遠(yuǎn)的天體，就用造父變星的光變周期法來(lái)測(cè)定，這種方法也是比較精確的（適用范圍在1000萬(wàn)光年左右）
/view/975.htm
對(duì)于1000萬(wàn)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(lái)測(cè)定（I型超新星爆發(fā)的時(shí)候亮度基本上都在一個(gè)值附近），或者使用光譜紅移的方法。
不過(guò)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(cè)定距離的星系比較少。后面的一種方法對(duì)于任何星系都適用，就是誤差比較大，有50%左右，也是沒(méi)有辦法的辦法。
5.測(cè)定距離的方法有哪3種
一般是用三角法，比如說(shuō)地球在春分點(diǎn)和秋分點(diǎn)時(shí)分別觀測(cè)一顆恒星對(duì)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(duì)于較近的天體（500光年以內(nèi)）采用三角法測(cè)距。
500--10萬(wàn)光年的天體采用光度法確定距離。 10萬(wàn)光年以外天文學(xué)家找到了造父變星作為標(biāo)準(zhǔn)，可達(dá)5億光年的范圍。
更遠(yuǎn)的距離是用觀測(cè)到的紅移量，依據(jù)哈勃定理推算出來(lái)的。 參考資料：吳國(guó)盛 《科學(xué)的歷程》 同的天體距離要有不同的方法，摘抄如下： 天體測(cè)量方法 2.2.2光譜在天文研究中的應(yīng)用 人類一直想了解天體的物理、化學(xué)性狀。
這種愿望只有在光譜分析應(yīng)用于天文后才成為可能并由此而導(dǎo)致了天體物理學(xué)的誕生和發(fā)展。通過(guò)光譜分析可以：（1）確定天體的化學(xué)組成；（2）確定恒星的溫度；（3）確定恒星的壓力；（4）測(cè)定恒星的磁場(chǎng)；（5）確定天體的視向速度和自轉(zhuǎn)等等。
2.3天體距離的測(cè)定 人們總希望知道天體離我們有多遠(yuǎn)，天體距離的測(cè)量也一直是天文學(xué)家們的任務(wù)。不同遠(yuǎn)近的天體可以采不同的測(cè)量方法。
隨著科學(xué)技術(shù)的發(fā)展，測(cè)定天體距離的手段也越來(lái)越先進(jìn)。由于天空的廣袤無(wú)垠，所使用測(cè)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(xué)家們想了很多的辦法測(cè)量它的遠(yuǎn)近，但都沒(méi)有得到滿意的結(jié)果。
科學(xué)的測(cè)量直到18世紀(jì)（1715年至1753年）才由法國(guó)天文學(xué)家拉卡伊（N.L.Lacaille）和他的學(xué)生拉朗德（Larand）用三角視差法得以實(shí)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(cè)定的數(shù)值（384401千米）很接近。
雷達(dá)技術(shù)誕生后，人們又用雷達(dá)測(cè)定月球距離。激光技術(shù)問(wèn)世后，人們利用激光的方向性好，光束集中，單色性強(qiáng)等特點(diǎn)來(lái)測(cè)量月球的距離。
測(cè)量精度可以達(dá)到厘米量級(jí)。 2.3.2太陽(yáng)和行星的距離 地球繞太陽(yáng)公轉(zhuǎn)的軌道是橢圓，地球到太陽(yáng)的距離是隨時(shí)間不斷變化的。
通常所說(shuō)的日地距離，是指地球軌道的半長(zhǎng)軸，即為日地平均距離。天文學(xué)中把這個(gè)距離叫做一個(gè)“天文單位”（1AU）。
1976年國(guó)際天文學(xué)聯(lián)合會(huì)把一個(gè)天文單位的數(shù)值定為1.49597870*1011米，近似1.496億千米。 太陽(yáng)是一個(gè)熾熱的氣體球，測(cè)定太陽(yáng)的距離不能像測(cè)定月球距離那樣直接用三角視差法。
早期測(cè)定太陽(yáng)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(cè)定火星或小行星的距離，再根據(jù)開(kāi)普勒第三定律求太陽(yáng)距離。
1673年法國(guó)天文學(xué)家卡西尼（Dominique Cassini）首次利用火星大沖的機(jī)會(huì)測(cè)出了太陽(yáng)的距離。 許多行星的距離也是由開(kāi)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(gè)行星的公轉(zhuǎn)周期被測(cè)出，就可以算出行星到太陽(yáng)的距離。如水星的公轉(zhuǎn)周期為0.241恒星年，則水星到太陽(yáng)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(yuǎn)，它們的距離測(cè)定非常困難。對(duì)不同遠(yuǎn)近的恒星，要用不同的方法測(cè)定。
目前，已有很多種測(cè)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(duì)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(cè)定恒星距離，有一定的局限性，因?yàn)楹阈请x我們愈遠(yuǎn)，π就愈小，實(shí)際觀測(cè)中很難測(cè)定。三角視差是一切天體距離測(cè)量的基礎(chǔ)，至今用這種方法測(cè)量了約10,000多顆恒星。
天文學(xué)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(guò)的距離，相當(dāng)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(duì)于距離更遙遠(yuǎn)的恒星，比如距離超過(guò)110pc的恒星，由于周年視差非常小，無(wú)法用三角視差法測(cè)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(qiáng)度去確定恒星的光度，知道了光度（絕對(duì)星等M），由觀測(cè)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(cè)距法 大質(zhì)量的恒星，當(dāng)演化到晚期時(shí)，會(huì)呈現(xiàn)出不穩(wěn)定的脈動(dòng)現(xiàn)象，形成脈動(dòng)變星。
在這些脈動(dòng)變星中，有一類脈動(dòng)周期非常規(guī)則，中文名叫造父。造父是中國(guó)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(huì)發(fā)生變化的“變星”。變星的光變?cè)蚝芏唷?/p>
造父一屬于脈動(dòng)變星一類。當(dāng)它的星體膨脹時(shí)就顯得亮些，體積縮小時(shí)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(shí)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(fù)此發(fā)言 ------------------------------------------------------------------------ 2 天體測(cè)量方法 1912 年美國(guó)一位女天文學(xué)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(shí)發(fā)現(xiàn)：光變周期。
