经典天体测量技术有哪些（天体测量方法）

人类是如何测量各种天体距离地球的距离的？采用的是什么办法？

人类是科学测量各种天体距离地球的距离的，采用的是雷达波探测的办法。

1.根据科学家的计算，我们人类可以用肉眼看到最远的发光物体，这是一个距离地球200万光年的星系。人类可以用肉眼观察它，因为它非常大和明亮。当然，观察它有一个前提，那就是它必须在一个阳光明媚的夜晚。在广阔的宇宙中，有许多不同大小的超级星系，甚至还有直径为2.5亿光年的超级黑洞。目前，人类通过仪器观察到的最长距离是465亿光年。科学家经常用它来研究宇宙的早期进化或建立宇宙进化模型。

2.因为每颗行星的旋转周期都可以通过肉眼观测获得，因此可以确定不同行星与太阳之间距离的比例。因此，只要你知道任何行星和太阳之间的距离，你就可以知道其他行星与太阳之间的距离。如果我们在地球上两个非常遥远的点上观察金星的凌日，我们会发现它在太阳上的投影位置是不同的，因此观察者的视线将以金星为顶点，在太阳和地球的一侧形成一个相对的顶角。

3.IA型超新星爆发是最好的测量天尺。IA型超新星爆发是指在达到其稳定性的质量上限时，高质量白色矮星的剧烈爆炸。它的爆炸没有任何残留，所有的爆炸都会被打破，抛向宇宙，释放出耀眼的光芒。因为这种超新星在爆发前处于质量上限时处于白色矮星，质量相似，所以也有一种明确的光变关系，也可以作为测量非常遥远星系距离的标准烛光。

4.当月球部分食物发生时，地球的阴影就会落在月球上！现在我们知道了地球的大小，月球与地球的距离与太阳的距离非常非常近，所以我们知道月球的阴影实际上与地球的实际大小相似。这样，你就可以计算出月球和地球阴影的相对大小，你就会知道月球的大小。

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

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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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古代测量天体的仪器中最著名的是什么？

测量天体的仪器已有近2000年的历史。在历史进程中，我们的祖先在不同的时期发明和制造了各种测量天体的仪器，适应了当时社会经济发展和人们生活需求。

我国古代测量天体的仪器最著名的是浑仪和简仪。这两件仪器的制造，是我国天文仪器制造史上的一大飞跃，是当时世界上的一项先进技术。

浑仪是我国古代天文学家用来测量天体坐标和两天体间角距离的主要仪器。简仪是重要的观测用仪器，由浑仪发展而来。

简仪

天文学家探测行星的方法有哪些

1、天体测量法天体测量法是搜寻系外行星最早期的方法。这个方法是精确地测量恒星在天空的位置及观察那个位置如何随著时间变动。如果恒星有一颗行星，则行星的重力将令恒星在一条微小的圆形轨道上移动。这样一来，恒星和行星围绕著它们共同的质心旋转（二体问题）。由于恒星的质量比行星大得多，它的运行轨道比行星小得多。

2、视向速度法

和天体测量法相似，视向速度法同样利用了恒星在行星重力作用下在一条微小圆形轨道上移动这个事实，但是目标是测量恒星向著地球或离开地球的运动速度。根据多普勒效应，恒星的视向速度可以从恒星光谱线的移动推导出来。

3、脉冲星计时法

脉冲星是超新星爆炸后留下来超高密度的中子星。随著自转，脉冲星发出极为有规律的电磁波脉冲，因此脉冲的轻微异常能显示脉冲星的移动。和其它星体一样，脉冲星亦会受其行星影响而运动，故此计算其脉冲变动便可估计其行星的性质。

4、凌日法

运用以上的方法可以估计系外行星的质量，而凌日法则可估计行星直径。当行星行经其母星和地球之间（即凌），则从地球可视的母星光度便会轻微下降。光度下降的程度和母星及行星的大小相关，例如在HD 209458光度便会下降1.7%。

5、重力微透镜法

重力微透镜是重力透镜现象的一种，是星体引力场导致远处另一星体的光线路径改变而造成类似透镜的放大效应，这现象只会当两个星体和地球几乎成一直线才会出现。因为地球和星体的相对位置不断改变，这种透镜事件只会维持数天至数周。在过去十年，已观测到超过一千次重力微透镜现象。

6、恒星盘法

很多恒星都被尘埃组成的恒星盘包围，这些尘埃吸收了恒星的光再放出红外线，因此可以被观测。即使尘埃的总质量还不及地球，它们的总表面积仍足反映到可观测的红外线。哈伯太空望远镜可以通过其近红外线摄影机和多物体光谱仪观测这些尘埃，而史匹哲太空望远镜可以接收更广阔的红外线光谱以得到更佳的影象。在太阳系附近的恒星之中，已有超过15%被发现有尘埃盘。

7、直接摄影

因为行星相比于其母星都是非常暗淡的，所以一般都会被母星的光掩盖，故此要直接发现系外行星几乎是不可能的。但在一些特殊情况，现代的望远镜亦可以直接得到系外行星的影象，例如行星体积特别大（明显地大于木星），与母星有一段较大距离，以及较为年轻（故此温度较高而放出强烈的红外线）。

遥远天体（达几亿光年）的距离怎么测量？

测量天体的距离有多种方法，从近到远依次有

雷达波直接测定（太阳系内天体）

三角视差法（几百光年以内）

造父变星法（几千万光年以内，可以分辨出星系中的造父变星）

光谱光度法（几亿光年以内，可以分辨出星系中的蓝巨星）

I型超新星法（有I型超新星的星系，几十亿光年以内）

哈勃定律法（所有星系）

但是以上方法的误差是从上到下依次递增的，现在用雷达波测定天体的距离可以精确到几十米；到了最后的哈勃定律法的误差要到50%以上。

所以对于几亿光年的星系，使用光谱光度法比较合适；如果运气比较好正好有I型超新星的话，也是一种不错的选择。