科學家是使用射電望遠鏡來觀察和計算的.

這種射電望遠鏡天線看起來就是一個巨大的“碗”.天線用金屬製成.一般說,天線的直徑愈大,接收的射電波愈多,解析度也愈大.人眼能夠看得清,分得開的兩上物點的角距大約是1角分（1度等於60角分）,如果兩個物點靠得很近,它們的角距小於1角分,就分辨不出來,只看成是一個物點.因此1角分就是人眼的解析度.如果用光學望遠鏡去看物體,解析度就會大得多；望遠鏡的口徑越大,分辨本領越高.若用120折反射望遠鏡去觀測,分辨角約為1角秒（1角分等於60角秒）,比人眼解析度高60倍.射電望遠鏡的天線可以轉動,以便指向天空任一方向,並能進行跟蹤.目前世界上最大的全可動拋物面天線射電望遠鏡的天線直徑已達100米.它的可動部分重3200噸.100米直徑天線的解析度約為33角秒,相當於從125米外看一枚2分硬幣.

那科學家是如何透過射電望遠鏡計算光年的呢？

那些星體距離地球幾光年,所以我們看見的就是它們幾年前的樣子.關於測量星體和地球的距離,目前比較普遍的是三角視差法.三角視差法是把被測的那個天體置於一個特大三角形的頂點,地球和太陽是這個三角形的另外二個頂點,那個天體與地球和太陽的連線會形成一個夾角,透過測量地球到那個天體的視角,就可以求出那個天體和地球的距離.夾角的單位是角秒,距離的單位是秒差距,角秒數和秒差距數互為倒數.1秒差距=3.26光年.其他方法還有分光視差法、星團視差法、統計視差法、造父視差法和力學視差法等.

天文學上測量星星之間距離的方法很多，這裡簡單介紹比較常見的幾種方法。

1，三角視差法，這個方法是以地球、太陽和要測量的星星為三個頂點的三角形，一般的以半年的週期測量，因為這時的視角差最大，有時也用週年視差測定距離，這裡涉及到的公式術語就不介紹了。

2，由於有的恆星極其遙遠，視差非常小，這時就不能用三角視差法了，只能根據測量星星的光譜去確定那顆星星的光度，光度可以對應絕對星等，然後透過觀察到的視星等比較得到星星的距離，這叫分光視差法。

3，對於遙遠的移動星團，也可以根據它們的移動速度來確定距離，這裡有一個侷限性，那就是移動星團必須假定為同向、等速等限制，可以想象真正符合標準的星團一定是少之又少的。

以上三種方法雖然一個比一個測量的距離更遠，但無論再遠也必須在銀河系內，出了銀河系，都不管用了。

4，在物理學中，光度、亮度和距離存在著關係，光度指的是星星發光的本領，亮度是星星的視星等，這裡引進就造父變星，造父變星指星星有的有光變週期，因為光變週期和光度的關係，就能求出距離來。

不過以上介紹的幾種方法的中間星星的距離，就要用統計方法和間接方法來解決了。

5，其實最有效的方法就是根據天體發射光的紅移來計算，因為都在運動，那麼距離就會變化，變化就產生了光的譜線紅移，譜線紅移和距離存在著比例關係。

這個問題很有意思。

天體距離的測量方法有很多。

當距離很近的時候，比如月球和地球之間，我們可以用電磁波的形式，發射個電磁波過去，然後等著回收，我們知道電磁波的速度為光速，時間又知道了，地月間的距離也就出來了。

但當測量更遠的天體，電磁波雖然是光速，也顯得慢了，這時候，就要變化思路，使用三角視差法。如下圖：

當地球分別在太陽的兩端，我們要觀測的恆星跟地球會形成的一個夾角，角度為P。我們已經知道了太陽和我們的距離，三角形只到了一個邊長，一個對角角度，求另外兩個邊的長度這麼簡單的數學題，就不用再說了吧。

三角視差法反對於較近距離的天體觀測是非常好用的。但是當著天體離得我們太遠，這個方法就不能用了。

這個時候聰明的科學家們找到了另一個方法：造父變星測距法。

所謂變星，就是宇宙中明暗變化非常有規律的恆星，它們是地球人的量天尺。

為什麼這麼說呢？

它們的星等（亮度）和光變週期（亮度變化週期）之間有一種確定的關係——周光關係，即光度越大，光變週期越長。

船尾座RS，一顆典型的造父變星。哈佛大學的女天文學家勒維特最早發現了這類特殊變星的光變週期與真實亮度之間的關係。

不扯聽不懂的，簡單來說，這就像兩盞燈，一盞離你100米，亮度是1，另一盞燈你不知道它有多遠，但是你知道它的亮度是0.5，好了，這時候你就可以斷定，第二盞燈是在離自己200米的地方。（這只是一種簡單的比喻，如上，變星不都是一樣的）

變星，是人類在宇宙中尋找到的指路燈塔。

如果再遠一點，遠到我們都看不到恆星了，這時候造父變星也沒用了，怎麼辦呢？

科學家們還有辦法，那就是光的紅移。

有個哈勃效應，說的是：宇宙在膨脹，所以，離我們越遠的天體，遠離我們的速度就越快。

而光的紅移是指，天體離開我們的速度越快，那麼來自它的光的頻率就會越低，大白話理解，就是離得越快，它的光越紅。

宇宙譜線紅移觀測。

當科學家們知道來自它的光到底紅了多少，然後代入公式（哈勃常數），就能得出距離了。

不得不說，科學家們都是人類之光，實在腦袋瓜子太聰明瞭！

這個問題的實質就是人類如何測量宇宙天體距離地球的距離。目前人類對於測量地球到宇宙其他天體的距離並沒有很精確地結果，受限於觀測技術和天體距離太過遙遠的影響，其測得的結果也有很大的誤差。

天文測距的方法對應不同距離的天體有不同的方法，銀河系內的恆星的測距一般使用三角視差法，類似於打仗時拿大拇指測量距離，透過張角大小，最終可以得出恆星的距離。這種方法一般適用較近距離的天體。

再遠的天體就用分光視差法，也叫比較亮度法。每顆恆星有它本身的亮度，這個亮度是恆星真實的發光能力。但我們從地球上看到的不是恆星的真實亮度，而是視亮度。一顆星星的視亮度既與它的真實亮度有關，也與它同觀測者的距離有關。因此，在距離、視亮度和真實亮度之間，知道了其中的兩個，就可以求出第三個的數值。

對於十分遙遠的恆星或星雲，當我們無法得出視亮度，簡單說就是我們肉眼看不見，天文學家又找到了造父變星作為標準。由於造父變星的周光關係很有規律，造父變星的光變週期與它們的真實亮度有聯絡：光變週期越長，亮度就越大。由於造父變星的光度都很大，它們好像是宇宙中特殊的指路燈塔，因此光變週期成為了計算變星距離的理想手段。

現在普遍採用美國天文學家埃德溫•哈勃建立的光譜紅移法進行天體距離測量。當光源遠離觀測者時，接受到的光波頻率比其固有頻率低，即向紅端偏移，這種現象稱為“紅移”。星系距我們越遠，紅移就越大。結合哈勃常數就可以測量宇宙中遙遠天體的距離。

總之人們還在不斷研究新的觀測方法，但都有一個基礎就是利用天體的亮度進行測量，這些亮度都依賴於光亮等級，所以光年自然就成為了天文學距離單位。

我們經常能看到有新聞報道說天文學家又發現了一顆距離地球幾十或者幾百光年的“超級地球”

不少人對於天文學家口中的精確數字都是有些懷疑的，月球距離我們38萬公里，比鄰星距離我們4.22光年，仙女座星系距離我們254萬光年，這些數字並不是天文學家們信口胡說，而是經過科學測量的。

近距離天體的測距一般用電磁波反射方式來進行，比如我們向月球發射一束電磁波，然後等待它被月球反射回來，這樣一來一回我們就獲得了月球的精確距離，1969年阿波羅11號的宇航員們還在月球表面放置了鐳射反射鏡，從此地面天文臺只需要一束鐳射就能獲得實時地月距離，鐳射測距還揭示了月球在以每年3.8釐米的速度遠離我們。

對於太陽系外恆星的測距顯然不能用電磁波法，而需要用到“三角視差”，通俗來說就是利用地球觀測目標恆星時的夾角進行距離測量，但這種方法的適用距離也不長。

在我們的宇宙中存在著一批“造父變星”，它們的光變週期和光度是呈現正比例關係的，就好比一支蠟紙距離一米時亮度為1，距離兩米時亮度為0.5，那麼科學家就能利用亮度來計算出準確的距離。

測量遠距離星系的終極辦法就是哈勃紅移，因為我們的宇宙是一個不斷膨脹的宇宙，星系的退行時光譜會越來越紅，而我們又知道精確的宇宙空間膨脹的產生的哈勃常數，兩相對照下來就獲得了目標星系的距離。

需要用光年為單位表示的距離，都是很遠的距離了，這種情況下紅移測距法，應該是比較常用的。

經過觀察發現宇宙中的天體存在普遍紅移的現象，普遍紅移推匯出來宇宙是一直在膨脹的，這就是宇宙膨脹理論。

宇宙在膨脹，而且宇宙每個地方的膨脹速度都一樣。

距離地球越遠的地方，遠離我們的速度越快，紅移也越快。

由於膨脹速度到處一樣，所以天體遠離地球的速度和與地球的距離，就有一定的關係。

因為上面的原因，天體遠離地球的速度跟與地球地球之間的距離，可以最終畫出來一條距離和紅移度的曲線。

然後測量天體在一個時間內的紅移度，就可以直接計算出來距離。

因為我們有多種池子來測量不同距離的天體。

第一把尺子，雷達測距。

距離在1AU左右的範圍比如日地距離，金星，火星與地球的距離，我們可以透過雷達波的反射來計算出距離。

第二把尺子，視差法。

以地球和太陽的距離為底邊，利用三角視差可以計算出範圍在3000光年以內的天體距離。

第三把尺子，光譜視差法。

利用恆星的光譜分類與光度分類，由赫羅圖可以找出恆星的光度，更進一步，可以算出或由赫羅圖讀出恆星的絕對星等，代入距離模數公式，即可以找出恆星的距離。這個測量範圍可達2000萬光年。

第四把尺子，變星測量。

測定變星的光譜類別後，由周光圖可以直接讀出它的光度（絕對星等）。由變星的視星等和絕對星，利用距離模數公式，即可定出變星的距離。測量範圍5000萬光年。

第五把尺子，超新星測量。

以造父變星校準超新星的距離，以找出I型與Ⅱ型星分別的平均最大亮度。由超新星的光度曲線，可以決定它的歸類。對新發現的超新星，把最大視亮度與理論最大絕對亮度帶入距離模數公式，即可找出超新星的距離。測量範圍30億光年。

第六把尺子，哈勃定律。

也就是紅移，利用光譜的紅移可以計算出遙遠天體的距離，這個範圍可達已知宇宙的邊緣。

有了上述的尺子，我們就可以知道宇宙中天體的距離了，當然，還有其他一些方法，適合測量不同的天體。

科學家怎麼知道光線是從多少光年外的星體上發出的？

這個也就是算髮光物體距離地球多遠對吧。

對於距離地球較近的，比如太陽，就可以利用三角視差的原理來計算日地距離，這個數值在1761年就已經被計算出來了，與當今的誤差不超過3%。此方法是利用金星凌日現象，在地球上不同的兩個地方同時測量金星凌日的時間，從而利用數學方法計算出距離。

對於那些太陽系以外的，距離地球非常遠的，可以利用造父變星來測量距離，造父變星就是測量距離的標準燭光，如果測出來變星的光變週期，那就可以知道變星的絕對星等，進而知道它的視星等，代入公式中就可以知道變星距離我們地球的距離多遠了，從而知道變星所在的星系距離我們多遠。

造父變星

再遠一些的可以透過la型超新星爆發來測定距離，由於這款超新星爆發它的總髮光量以及光度變化曲線基本是固定的，所以也是可以作為標準燭光的，然後測量距離的辦法就與造父變星相同了。

而對於更遙遠的深空天體，天文學家根據光線的紅移量來判定距離。

圖片來自於網路，侵刪！

每當發現新的天體或者天文事件時，天文學家總會告訴我們這個天體離地球有多少光年。既然光速是已知最快的速度，那麼，天文學家如何在短時間內知道天體離地球有多少千光年，多少百萬光年，甚至多少億光年呢？

對於遙遠的太陽系外天體，我們不可能向那些天體發射光，比如無線電波，然後等待光反射回來，再透過時間差來算出天體的距離。因為光速是有限的，天體離地球又非常遙遠，我們在時間上等不起。而且人類也無法發出功率非常高的光，我們不可能測到被反射回來的極其微弱的光。

事實上，由於天體能夠發出光，當這些光跨越星際空間來到地球上時，我們透過接收這些光就能測出天體的距離，不管它們離地球有多遠。

對於距離地球幾百光年的恆星，可以透過三角視差法來測量。想象一下，伸出一隻手到眼睛的正前方，並且豎起一根手指頭，然後分別單獨用左眼和右眼來觀測手指頭。可以看到，兩隻眼睛看到的手指頭方位是不一樣的，手指頭相對於背景發生了移動，這就是視差。

同樣的道理，當地球分別處於太陽兩側時，我們時隔半年來觀測同一顆恆星，就會發現它相對於背景星空的位置發生了變化。只要測出視差角，再根據日地距離和三角函式，就能算出恆星與地球的距離。

另外，對於處在主序星階段的恆星，可以根據光譜分析來確定它們的距離。宇宙中還有特殊的造父變星，它們的光度變化具有周期性，並且能夠與距離相聯絡上。透過造父變星這種“量天尺”，甚至還能夠測出河外星系的距離，當年仙女座星系就是這樣被哈勃首次確定為河外星系。

對於那些數億光年外的星系，需要透過非常特殊的Ia型超新星來測量距離。而那些遠在數十億甚至上百億光年之外的星系，只有透過哈勃紅移法才能測出來。因為宇宙空間在均勻膨脹，透過星系光譜的紅移值可以確定它們的退行速度，再由哈勃定律可以算出距離。

透過哈勃紅移法，天文學家確定了最遠星系GN-z11的距離可達134億光年，這意味著我們現在接收到的光是這個星系在134億年前發出的。因為光在1年的時間裡傳播1光年的距離，所以只要知道距離，就能知道光是什麼時候發出的。

不過，對於遙遠的星系，由於空間膨脹導致它們的退行速度非常快，有些甚至超過光速，它們現在早就不在當年發出光的位置。例如，GN-z11星系經過134億年的退行，目前已經運動到了320億光年之外。

科學家怎麼知道光線是從多少光年外的星體上發出的？

測距這是一個由來已久的話題，從古代的記裡鼓車道現代的鐳射測距，時代在進步，它的本質並沒有變，一個記錄輪子滾過的距離，另一個則記錄光跨越距離的時間，計算出與目標之間的距離，但有一個問題，如何測出星星的距離？

日地距離測量？

日地距離測量似乎是一件很簡單的事情？你想得沒錯，太陽天天見，我們只要在地球上找兩個距離相隔最遠、能同時看到太陽地方，然後確定兩點間距離，同時測量太陽的視角，根據三角函式即可計算出太陽的距離，事實上這個方法可行，但由於底邊太小導致測量出來的角度幾近誤差，導致整個距離非常不準（大約在公元前一世紀的《周髀算經》就介紹了這個方法）。

近代對於日地距離的測量五花八門，但精度不一而足，最精確的測量方法是1726年哈雷就提出的：不同地點觀測金星凌日來測量日地距離的方法。

這裡借用火星菌的圖說明下（請火星菌原諒），當然這需要精確的觀測資料，1769 年5月23日，在歐洲天文學家與在塔希提島的庫克船長合作觀測下，得到了精確的觀測資料，1771年，法國天文學家拉朗德（Lalande）根據這次精確的觀測資料，計算出日地距離約為 1.52～1.54億千米，跟現代測量的平均距離149597870千米非常接近，誤差不到3%。

現代天文測量日地距離則是在東西大距時用雷達測得與金星的準確距離，再透過三角函式計算出日地距離（太陽表面都是等離子體，而且都是全頻帶干擾，因此無法用雷達測距）。

太陽系行星距離測量

距離不遠的行星都可參考現代測距方式，雷達，這個很簡單，計算發射與回波距離即可，根據多普勒頻移修正一下，基本可以做到非常精確。

距離比較遠的外行星，因為有了日地距離的準確數值，那麼可以觀測行星的公轉，再透過據開普勒定律：任意兩個天體與太陽距離之比的立方等於公轉週期之比的平方，地球的距離已知，地球的公轉軌道直徑已知，那麼天體與太陽的距離也能被計算出來。

太陽系外的恆星距離測量

知道了日地之間的距離，那麼可以用它來做很多事情，至少不那麼遙遠的天體都可以透過這個方式測量出來，其實也很簡單，就是計算三角函式，看圖便可知：

不過當天體超過300光年後，誤差會越來越大，因為這個夾角幾近平行，因此更遙遠的天體就沒法用這個方式了。

主序恆星光譜測量法

這個適合在主序階段恆星光譜測量，主序星是燃燒氫元素為主階段的恆星，它的光度與質量以及距離有著嚴格的對應關係，因此只要測量目標恆星的光譜即可根這個關係得出它的絕對星等，繼而計算出它的視星等，根據視星等與絕對星等之間的距離關係也就知道了它的距離。

當然這個測距需要我們對恆星大量研究後得出的赫羅圖，也需要絕對星等和視星等之間轉換的公式，都是建立在前人栽樹的基礎上的。

造父變星距離測量與Ia超新星距離測量

造父變星的的光變週期與它的光度成正比，因此可以用來測量恆星或者星系之間的距離。造父變星這個名字的來歷是仙王座δ星，1784年時被約翰·古德利克確定是一顆變星，而中文名造父一則成了這一類恆星的名詞。當然造父變星型別有很多，應用時也必須適合變星的型別。

船尾座RS是銀河系中最亮的造父變星之一，照片由哈勃空間望遠鏡拍攝。

另外Ia型超新星也是常用距離測量方法，大多Ia型超新星是白白矮星吞噬了伴星的物質超過錢德拉塞卡極限時出現簡併核失控核聚變，短時間內釋放月10^44J的能量，遠超白矮星的引力結合能，因此在爆發後白矮星消失，徹底成為瀰漫星雲。

它這個爆發時光度非常標準這個特性被用來測距，只要遙遠的某個星系Ia型超新星爆發，那麼它的距離就確定了

比較值得一提的是1998年，兩個團隊就透過遙遠星系的Ia型超新星爆發，得出了宇宙正在加速膨脹的結論，因為根據現代宇宙膨脹的哈勃常數，感測得到的似乎要比計算值遙遠10%-15%，兩個團隊一起獲得了2011年的諾貝爾物理獎。

透過紅移值推算遙遠星系的距離

這個是建立在準確測得哈勃常數的基礎上，比如普朗克衛星測量得到的哈勃常數約為67.15千米/秒/百萬秒差距，那麼宇宙將在145.6億光年外超過光速，而從地球到146.5億光年的位置上膨脹速度都不一樣，因此可以根據這些速度產生的紅移推算出星系所在的距離，只能大致確定，並不是特別精確，可能誤差達上千萬光年甚至更多。

距離越遠，誤差越大，當然現代天文的測量技術也在一天天進步，也許未來會有更精確的測量方法出現。

要知道遙遠的星光，是從多遠射過來的？其實有很多辦法。這些辦法，在天文學上，充當著不同尺度的“量天尺”。簡單來了解下吧！

第一種：古老的三角形視差法。

早在地球航海時代，人們為了繪製地圖，就發明了運用三角形特徵的遠距離測量方法。基本原理如下：一個三角形，如果底邊的長度已知，兩個底角也已知，就可以計算出目標頂點到底的距離。底邊的長度越長，其計算的精度也就越高。因此，我們只要選擇一個足夠長的已知直線段距離，然後在其兩端觀測遠處的目標，獲得兩端觀測的視角，就能運用三角形的結構法則計算出距離了，這就是古老且有效的三角形視差法。

如果要測算月球到地球的距離，就必須把底換成地球的直徑，才能得到比較靠譜的精度。在地球的兩端分別用一個望遠鏡同時觀察月亮，分別獲取兩端的視角後，就能計算出地月距離了。

而要計算恆星到地球的距離，地球的直徑顯然也就不夠用了。這時一般會利用地球公轉的直徑作為三角形的底邊。一般夏天用望遠鏡觀察一下目標恆星獲得視角，當地球轉到太陽另一邊，也就是冬天時，再測一次目標恆星的視角，這樣就可以計算目標恆星到地球的距離。

第二種：標準燭光法。

對於更遠的距離，天文學家想到，可以一個已知距離恆星的光亮為標準，然後對比其他天體與之的明暗關係，來估算其距離。

這當然首先要進行大量的觀察，然後再運用統計學就能獲得光亮與距離之間的對應關係。而天文學上，有兩套描述星光亮度的系統。

一套叫做視星等。

天文學家把夜空中比較亮的織女星（距離地球約25光年）作為參考標準，把它的亮度定義視星等為零。所有視星等為負數的星星都比織女星亮，而視星等為正數的星星則比織女星暗，而且每一等之間的亮度大約差2.5倍。

比如，一顆視星等為–1.0的星星的亮度是織女星亮度的2.5倍，而對一顆視星等為+2.0的星星來說，織女星的亮度是它的6.25倍（也就是2.5×2.5）。

這樣根據不同星星的視星等，我們是否就能估算出它們與我們的距離了呢？還不能，因為有些星星只是反射光，有些是自己發光，而且不同的恆星光源的強度也不同。

於是，天文學家又提出了一套系統，叫“絕對星等”。

這個方法就是假設把一顆恆星放到32.6光年的地方，然後測量它的視星等，絕對星等描述的是恆星真實的亮度，每一等級之間亮度差距當然與視星等一樣。

比如，天狼星的視星等是-1.47，但絕對星等是1.42，也就是說天狼星看上去亮是因為離我們近。而獵戶座參宿七視星等是0.12，絕對星等卻是-7.84，所以它是一顆距離我們很遠且超亮的恆星。

既然知道了星星們的發光強度，又知道了光亮隨著距離的遞減程度，當然就能計算出星星與我們的距離，但這個辦法也僅僅對銀河系內的星星有效。

第三種：宇宙紅移

如果更遠，要測量星系與星系之間的距離，天文學家們也有辦法。

這個辦法最早由哈勃發現。首先，我們知道星系都會發射幾種固定的光譜，這些光譜就像是星系的“指紋”。

遠離我們的星系，它們的光譜線就會紅移（光的波長被拉長），哈勃當時認為這是多普勒效應，但現在我們知道，這不是多普勒效應而是宇宙膨脹導致的。所以說，哈勃也算“歪打正著”地的提出了著名的哈勃定律：星系推行速度與距離成正比，其比值就是哈勃常數。

歐洲航天局於2013年3月21日宣佈，根據普朗克衛星的測量結果得出新的哈勃常數值為67.80±0.77(km/s)/Mpc(Mpc表示百萬秒差距，大約為300萬光年)，即在每增加300萬光年的距離上（或每過300萬年），星系遠離地球的速度增大67.80±0.77千米每秒。

所以只要知道遙遠星系的紅移程度，我們就能估算出它們與我們之間的大致距離。

總結

原來我們只能測量方寸之間，現在我們已經開始測量浩瀚的星空。從天文學上“量天尺”的逐步升級就可以看出來，科學是無數代人一點一點積累的產物，是人類創造出來的最無法估量的傳承之力。

科學家怎麼知道光線是從多少光年外的星體上發出的？

就像人的頭髮，有人就故作高深地說你的頭髮有100238根，不信你就數數看。你說多少就是多少唄，誰數得清啊？即便頭髮能數清，幾十幾百億光年距離有什麼法子去丈量呢？誰能證明是真的呢？要知道1光年距離大約有9.46萬億公里，100億光年就是946萬億億公里呀。

由此，許多人根本不信這些天體真的有那麼遠，或者那麼精確地知道有多遠。其實有這種擔憂的人真是多慮了，他們不知道現代天文學經過幾百年發展，對天體距離測量已經有了許多成熟的方法。人們把這些方法輸入到計算機，並且與各種望遠鏡結合起來，早就不需要掰著指頭計算了。

測量遠方星系用得較多的方法是光的多普勒效應。

多普勒效應是奧地利科學家克里斯琴·約翰·多普勒在1842年發現並創立的一個理論，叫這個名稱就是為了紀念他。這個理論的主要內容是，波源的波長會隨著運動方向對應觀測者發生改變，向著觀測者運動的波源，波會被壓縮，波長會變短，頻率會變高；反之則會出現相反的效應。

聲波就是一個很明顯的例子。當一列火車高速向你靠近時，你聽到的鳴笛聲會更高昂，而離你遠去時，聽到的笛聲就會變得低沉。這就是聲波受到壓縮變短和受到拉伸變長，頻率隨之變化的效應。所有的波都有這種特性。

光是由不同波段電磁波組成，分為可見光和不可見光。可見光是由不同波長的七色光組成，波長約在380nm~780nm之間，其中紅光波長最長，約在640nm~780nm，藍光波長最短，約在380nm~430nm之間。當光源向觀測者高速靠近時，由於波長被壓縮變短，因此光譜會向藍端移動，簡稱為藍移；反之向紅端移動，簡稱為紅移。

哈勃定律是測量遠方天體距離的標尺。

1929年，美國著名天文學家發現了宇宙的一個重要規律，就是宇宙在膨脹，宇宙中所有遠方星系都在離我們而去，而且各向同性（所有方向是一樣的），越遠的星系離開得越快，離開的速度與距離成正比例線性關係。他這個發現首先得到了愛因斯坦的證實，漸漸成為天文學界的一個共識。

哈勃由此創立了哈勃定律，簡單表述為：V=H*D。這裡的V表述遠方天體的退行速度，單位為km/s；H為哈勃常數，就是百萬秒差距位置的星系退行速度，單位km/(s·Mpc)；D為目標星系相對地球的距離，單位Mpc。Mpc為百萬秒差距單位，1秒差距約等於3.26光年。

哈勃定律公式可變換為：D=V/H，也就是知道了目標天體的離開我們的速度，就可以計算出這個天體與我們的距離。這裡面有一個哈勃常數H，是透過科學測量得到的。十多年來，科學家們透過各種方法和裝置儀器，測得的哈勃常數在67.8~82.4之間，我們取一箇中間值，約為75.1。也就是說在距離我們326萬光年的位置，那裡的星系離開我們的速度為每秒75.1km。

紅移量是確定遠方天體距離的準星。

可見光透過稜鏡色散，就可以得到分為不同波長顏色的彩色圖案，這個彩色圖案就叫光譜圖。任何天體發出的光都會有自己的光譜圖。因為恆星的氣體會吸收某些波長的光，而每一種元素都會產生特定的吸收線，天文學家們透過研究某個天體光譜圖中的吸收線，就可以得到這個天體是由哪些元素組成的。

天文學家們將發現的天體光譜圖中吸收線的位置，與實驗室靜止光源下同元素吸收線位置相比較，就能夠得到這個天體的紅移或者藍移量，而紅移和藍移量的大小是與速度成正比的，藍移量越大，光源向我們奔來的速度越大；紅移量越大，則光源離我們遠去的速度越大。

計算紅移和藍移量的公式為：紅移量Z＝（λ’－λ）/λ，其中λ’是紅移光源的波長，λ為實驗室光源的波長；藍移量Z"＝（λ”+λ）/λ，其中λ”是藍移光源的波長，λ為實驗室光源的波長。得到了紅移量後，就可以計算出新發現天體離開我們的速度，公式為：V=ZC，這裡V為遠方星系退行的速度，Z為紅移量，C為光速。

有了紅移量這個準星，就能夠計算出天體與我們的距離。

知道了某個新發現天體離開我們的速度，就可以根據哈勃定律計算出它與我們的距離了。比如我們得到這個新發現天體的紅移量為0.08，代入公式V=ZC，可以得出它的退行速度為V=0.8*300000=24000km/s；再代入哈勃定律公式D=V/H，就得到了這個新發現天體與我們距離為：D=240000/75.1≈319.6Mpc，換算成光年約為10.42億光年。

由此就知道了這個新發現天體距離我們約有10.42億光年，這個天體的光就是經歷了10.42億年的漫長時間奔波才來到我們的眼前，我們看到的這個天體也就還是10.42億年前的樣子。由於它一直在非常快的離開我們，而且會越遠越快，現在這個天體早就到了更遠的地方了，現在是什麼樣子，就要再過現在它距離我們光年的相等年數後，我們才能看到。

這裡提示三點：其一，這種宇宙空間大尺度的測量，並不是非常精確，有一定誤差，這種誤差都是以光年來計算的；其二，宇宙膨脹是大尺度膨脹，因此用紅移量確定天體距離夠遠才準確，至少要距離我們326萬光年以上的天體，才能採用哈勃常數計算。而距離我們較近的天體，由於引力相互作用，還有不斷靠近的趨勢，哈勃常數無效；其三，採用哈勃定律計算距離的光譜紅移主要是視向多普勒紅移，但天體紅移量還會受到橫向紅移、引力紅移、多重星系反常紅移等的干擾。

由於這些不確定因素，在利用紅移量測定遙遠天體距離時，要充分考慮相對論效應，同時還需要與其他測量方法相互印證，才能得到更精確的資料。

天體距離的測量還有很多方法。

幾百年來，科學界已經總結出了很多天體距離測量方法，比較常見的有三角視差法、造父變星法、la超新星法等。

三角視差法：這是最古老的測量方法，這是運用幾何原理，把要觀測的天體與已知的附近天體，如地球和太陽，連成一個虛擬的三角形，以已知的一個邊長和一個角度，就可以求出另外兩個邊長的長度啦。這種測量一般用在比較近距離的天體才精確，距離太遠的天體夾角太小，很難精確測量。

造父變星法：宇宙中存在著一些高光度週期性光變的變星，它們的光變週期很有規律，具有周期性光變關係。這種關係是越亮的變星光變週期越長，反之就越短，亮度相等的變星具有相同光變曲線。這樣科學家們不管這顆變星距離多遠，只要透過其光變週期，就能知道其亮度了。

科學家們透過用其它方法測量出近距離變星的準確距離，再根據變星亮度對比就能夠知道遙遠位置同等變星的距離了，進一步就得到變星所在星系以及附近天體的距離。因此造父變星又被稱為量天尺。

la超新星法：這種方法和造父變星法差不多，只不過是利用超新星來測量距離。超新星有很多種，其中有一種叫做la型超新星，是白矮星經過吸積到達太陽質量的1.44倍時，也就是到達錢德拉塞卡極限，就會發生大爆發，之後坍縮成一顆中子星。

因為這種超新星爆發時的質量幾乎一樣，所發出的能量也就一樣，因此亮度也是一樣的。同等亮度的天體，具有越近越亮，越遠越暗的線性關係，這樣只要測得的這顆超新星的視星等，就知道它距離我們多遠了，從而也知道了它所在星系和附近天體的距離。

因此，人們把la超新星稱為“標準燭光”，它就像點燃在黑暗宇宙中的一支支亮度相等的蠟燭，人們根據感受到的亮度計算出其距離。還有許多種方法測量天體距離，現代對比較近的天體採用鐳射測距、雷達波測距等等，這裡就不一一解釋了。

目前使用的方法主要為天體紅移量與距離間存在的比例關係。但此方法存在的問題較多。一是天體紅移量與多因素相關，並非與距離單一相關。二是目前對此規律的檢驗不足，可信度存疑！

最重要的是：天體紅移量應該主要與星際物質的分佈直接的相關。當星際物質分佈不均勻時，則紅移量與距離的關聯性會發生較大的變化！

目前天文學最急迫的任務就是檢驗哈勃定律。本人的相關方案可供參考：

吃瓜群眾好奇很正常，都能明白是怎麼回事科學家還值錢嗎？但是對於你不能理解無法明白的東西就質疑就是愚蠢！質疑需要能力，需要你懂而不是因為不懂就可以質疑。你的認知能力不夠不是質疑的理由！你不懂，不明白你就應該去搞懂它而不是質疑它。你的認知不是標準。

科學家們在觀測宇宙中的星系或者天體時，其中有一個引數非常重要，那就是與地球的距離，通常都用多少光年來表示。光年，即是光線在真空中行進一年所走過的距離，但是對於遙遠的恆星來說，雖然我們透過大型的天文望遠鏡，可以接收到它們所發出的電磁波，但是我們不能確定電磁波是在哪個時間段發出來的，所以也就不能簡單地利用光線的傳播速度乘以所經歷的時間來計算。那麼，科學家們是如何確定這些天體和我們地球之間的距離呢？

距離很近天體的測量方法

主要應用的有兩種，第一種非常“簡單粗暴”，利用發射電磁波的方式，然後再接收反射的電磁波，測量中間的時間差。比如，我們在測量月球和地球的距離時，應用的就是發射鐳射的方法。在月球的某些區域，之前人類在探月過程中，在其表面安裝了若干反射器，當脈衝鐳射被反射器反射回來時，人們利用計時器將發射和接收的時間記錄下來，然後就可以計算月地距離了。

第二種方法是三角視差法。這是一種比較古老的方法，主要原理就是利用“視差”原理，以相對較遠的一個天體為背景，然後觀察距離較近的天體，在地球觀測位置變動的情況下，那麼被觀測的天體相對於較遠的天體，就會呈現一定的空間位置偏移，當然反過來也同樣適用。比如我們可以確定太陽和地球作為兩個基準點，將待測的天體作為第三個點，那麼這三個點就會形成一個三角形。

當地球分別執行到公轉軌道的相對兩側時，所觀測的目標天體與地球之間的連線會形成一個頂角，那麼根據地球到太陽之間的已知距離，然後再加上這個頂角，就可以計算出目標天體與地球的距離。這個方法僅適用於觀測太陽系內的天體或者距離太陽較近的恆星，因為目標天體的距離如果太大的話，這個頂角值會非常小，誤差會相當大。

測量距離很遠天體最常用的方法

在天文觀測中，經常會遇到目標天體距離地球非常遙遠的情況，這個時候普遍應用的是光譜紅移測量法。在19世紀中葉，奧地利科學家多普勒發現並建立了一個理論，那就是多普勒效應，講的是一個物體向外輻射的波長，會隨著光源與觀測者間的相對運動而產生變化。向著觀測者方向行進的波，波會被壓縮，從而波長會變短，頻率會增加；相反，當波背向觀測者行進，那麼波會被拉長，波長變長，頻率升高。這種規律適用於各種型別的波，當然包括光這種電磁波。

光作為一種複合型的電磁波，是由不同頻率（波長）的電磁波共同構成的，頻率由大到小依次為伽馬射線、X射線、紫外線、可見光、紅外線、無線電波，而能夠被人們直接觀測到的可見光部分，波長範圍為400至760nm之間，是紅、橙、黃、綠、青、藍、紫七種色光的組合體。根據多普勒效應，當可見光向著觀測者行進時，波長被壓縮變短，接收到的光譜就會向著藍（紫）端移動，這種現象叫做藍移；相反地，如果可見光背向觀測者行進，那麼光譜就會向紅端移動，被稱為紅移。

上世紀20年代末，美國天文學家哈勃在進行河外星系觀測時，發現了一種“奇怪”的現象，即目標星系都在遠離地球，而且距離越遠，相對於地球的退行速度越快，於是他得出了宇宙正在膨脹的結論，而且在大量觀測的基礎上，確立了退行速度與目標星系和地球間距離成正比的規律，這個比值被定義為哈勃常數。2013年，科學家們利用普朗克衛星，進一步修正了哈勃常數值，最終的結果是67.8±0.77（km/s）/Mpc，其中Mpc的意思是百萬秒差距，也就是326萬光年，這個數值代表的是距離地球326萬光年的目標天體，其相對於地球的退行速度為67.8±0.77米每秒。

如果科學家監測到了目標天體發出光線中特徵光譜吸收線的位置，同時在實驗室環境中也測定出靜止光源下同一元素的光譜吸收線位置，將這兩個位置進行對比，就可以計算出紅移量（波長減小的比率），那麼應用相應的公式，就能夠計算出目標天體相對於地球的退行速度，然後再應用哈勃定律，就能比較容易計算出目標天體與地球的距離了。

值得一提的是，應用多普勒效應和哈勃定律來計算天體距離，也有一定的適用範圍，畢竟它依賴的是宇宙膨脹所帶來的紅移現象，當目標天體與地球的距離在326萬光年之外，這個紅移量才能夠比較容易地得出來，相應計算結果也較精確。而當小於這個距離時，由於天體之間的引力作用，在一定程度上會抵消宇宙膨脹所帶來的影響，計算結果就不能準確反應真實的空間距離了。

另外還有幾種輔助的測量方法

第一種是造父變星法。宇宙中存在著一種光度呈現週期性變化的脈動變星，它的亮度會隨著時間的推移呈現出週期性的變化，而且光變週期與它本身的亮度成正比，因此可以用來測量不同天體之間的距離。

主要的原理就是，我們首先透過其它方法測量出一顆較近天體與地球的距離，繼而得出在這種距離之下天體的光變週期與平均光度之間的關係（周光關係曲線），那麼如果其它待觀測的造父變星的光變週期，與這顆已知距離的造父變星相同，那麼它們本身的光度也就相同，按照上面的周光關係曲線，科學家們就可以比照得出待測天體與地球的距離了。然後，就可以估算出造父變星所在星團、星系以及附近天體與地球的距離。

還有一種常用的方法是La型超新星法。類似於前面的造父變星法，只不過比照的“模板”變成了La型超新星。中等質量的恆星在生命末期會演化為白矮星，當白矮星依靠引力吸收外界物質（比如伴星等），使其質量達到1.44倍太陽質量後，就會發生超新星爆發，繼而坍縮為中子星，這種現象叫做La型超新星爆發。

由於La型超新星爆發時質量基本差不多，所以爆發時的亮度也基本一致，我們如果應用其它方法，已知了某些La型超新星與地球的距離和視星等（相應也就知道了它的絕對星等），那麼對於一個未知距離的La型超新星，只要測量出它的視星等，按照視星等和絕對星等之間的關係，我們就可以計算出這個未知星體與地球的距離，繼而也能夠計算出它所在星系和附近天體與地球的距離。

當然，以上各種測量方法，都有一定的適用範圍，也都存在著一定的誤差，所以在實際觀測中，科學家們往往在條件允許的情況下，應用多種方法同時進行測量和計算，最後得出綜合性的判斷。

有些方法是不是有點麻煩？3點為一直線，可以直接以地球為中心，東西南北中上下左右各為直線測量，畫出一條直線，就可以找到天際天邊。