三角視差法是一種利用不同視點對同一物體的視差來測定距離的方法。對同一個物體，分別在兩個點上進行觀測，兩條視線與兩個點之間的連線可以形成一個等邊三角形，根據這個三角形頂角的大小，就可以知道這個三角形的高，也就是物體距觀察者的距離。我們平時只通過肉眼觀察，就可以知道物體的遠近，就是利用三角視差法，兩個眼睛就是兩個視點，如果閉上一隻眼睛，就不能準確判斷距離了。如果物體太遠，頂角就會變得很小，這時，就不能準確距離了，例如我們看太陽和月亮幾乎是一樣遠的。這時，可以增加兩個視點之間的距離，例如分別在北京和海口同時觀測，就可以測定比較遠的距離，用這種方法，就可以測定太陽系內的天體和附近恆星了。如果再遠些，就可以利用地球軌道直徑當底邊，先觀測一次，半年後再觀測一次。就可以測定銀河系內天體和本星系團中大多數星系了。如果再遠些，就要進一步擴大底邊，例如在天王星上設定一個望遠鏡，但我們目前不能把望遠鏡發射到那麼遠的地方，於是，三角視察法就不能用了，所以，更遠的天體距離是利用哈勃定律來測定的，不過，由於哈勃常數的測定還不準確，所以，大尺度天體距離的測定也是一個估計值。 天文學家利用三角視差法、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，測定恆星與我們的距離。恆星距離的測定，對研究恆星的空間位置、求得恆星的光度和運動速度等，均有重要的意義。離太陽距離在16光年以內的有50多顆恆星。其中最近的是半人馬座比鄰星，距太陽約4．2光年，大約是40萬億千米。 三角視差法 測量天體之間的距離可不是一件容易的事。 天文學家把需要測量的天體按遠近不同分成好幾個等級。離我們比較近的天體，它們離我們最遠不超過100光年（1光年＝9.461012千米），天文學家用三角視差法測量它們的距離。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，地球繞太陽公轉的軌道直徑的兩端是這個三角形的另外二個頂點，透過測量地球到那個天體的視角，再用到已知的地球繞太陽公轉軌道的直徑，依靠三角公式就能推算出那個天體到我們的距離了。稍遠一點的天體我們無法用三角視差法測量它和地球之間的距離，因為在地球上再也不能精確地測定他它們的視差了。 移動星團法 這時我們要用運動學的方法來測量距離，運動學的方法在天文學中也叫移動星團法，根據它們的運動速度來確定距離。不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恆星是以相等和平行的速度在銀河系中移動的。在銀河系之外的天體，運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離。 造父視差法（標準燭光法） 物理學中有一個關於光度、亮度和距離關係的公式。S∝L0/r2 測量出天體的光度L0和亮度S，然後利用這個公式就知道天體的距離r。光度和亮度的含義是不一樣的,亮度是指我們所看到的發光體有多亮，這是我們在地球上可直接測量的。光度是指發光物體本身的發光本領，關鍵是設法知道它就能得到距離。天文學家勒維特發現“造父變星”，它們的光變週期與光度之間存在著確定的關係。於是可以透過測量它的光變週期來定出廣度，再求出距離。如果銀河系外的星系中有顆造父變星，那麼我們就可以知道這個星系與我們之間的距離了。那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠星系，當然要另外想辦法。 三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法，前一支的尺度是幾百光年，後一支是幾百萬光年。在中間地帶則使用統計方法和間接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度達100億光年數量級。 哈勃定律方法 1929年哈勃(Edwin Hubble)對河外星系的視向速度與距離的關係進行了研究。當時只有46個河外星系的視向速度可以利用，而其中僅有24個有推算出的距離，哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關係。現代精確觀測已證實這種線性正比關係 V = H0×d 其中v為退行速度，d為星系距離，H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值為0<h0<1）為比例常數，稱為哈勃常數。這就是著名的哈勃定律。 利用哈勃定律，可以先測得紅移Δν="" ν透過多普勒效應Δν="" ν="V/C求出V，再求出d。" 哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星系來看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠的星系間彼此散開的速度越大。="" ：="" http:="" www.xici.net="" b568524="" d31734477.htm="" 不同的天體距離要有不同的方法，摘抄如下：="" 天體測量方法="" 2.2.2光譜在天文研究中的應用="" 人類一直想了解天體的物理、化學性狀。這種願望只有在光譜分析應用於天文後才成為可能並由此而導致了天體物理學的誕生和發展。透過光譜分析可以：(1)確定天體的化學組成；(2)確定恆星的溫度；(3)確定恆星的壓力；(4)測定恆星的磁場；(5)確定天體的視向速度和自轉等等。="" 2.3天體距離的測定="" 人們總希望知道天體離我們有多遠，天體距離的測量也一直是天文學家們的任務。不同遠近的天體可以採不同的測量方法。隨著科學技術的發展，測定天體距離的手段也越來越先進。由於天空的廣袤無垠，所使用測量距離單位也特別。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，天文學家們想了很多的辦法測量它的遠近，但都沒有得到滿意的結果。科學的測量直到18世紀（1715年至1753年）才由法國天文學家拉卡伊(n.l.lacaille)和他的學生拉朗德(larand)用三角視差法得以實現。他們的結果是月球與地球之間的平均距離大約為地球半徑的60倍，這與現代測定的數值（384401千米）很接近。="" 雷達技術誕生後，人們又用雷達測定月球距離。鐳射技術問世後，人們利用鐳射的方向性好，光束集中，單色性強等特點來測量月球的距離。測量精度可以達到釐米量級。="" 2.3.2太陽和行星的距離="" 地球繞太陽公轉的軌道是橢圓，地球到太陽的距離是隨時間不斷變化的。通常所說的日地距離，是指地球軌道的半長軸，即為日地平均距離。天文學中把這個距離叫做一個“天文單位”(1au)。1976年國際天文學聯合會把一個天文單位的數值定為1.49597870×1011米，近似1.496億千米。="" 太陽是一個熾熱的氣體球，測定太陽的距離不能像測定月球距離那樣直接用三角視差法。早期測定太陽的距離是藉助於離地球較近的火星或小行星。先用三角視差法測定火星或小行星的距離，再根據開普勒第三定律求太陽距離。1673年法國天文學家卡西尼(dominique="" cassini)首次利用火星大沖的機會測出了太陽的距離。="" 許多行星的距離也是由開普勒第三定律求得的，若以1au為日地距離，“恆星年”為單位作為地球公轉週期，便有：t2＝a3。若一個行星的公轉週期被測出,就可以算出行星到太陽的距離。如水星的公轉週期為0.241恆星年，則水星到太陽的距離為0.387天文單位(au)。="" 2.2.3恆星的距離="" 由於恆星距離我們非常遙遠，它們的距離測定非常困難。對不同遠近的恆星，要用不同的方法測定。目前，已有很多種測定恆星距離的方法：="" (1)三角視差法="" 河內天體的距離又稱為視差，恆星對日地平均距離（a）的張角叫做恆星的三角視差(p)，則較近的恆星的距離d可表示為：="" sinπ＝a="" d="" 若π很小，π以角秒錶示，且單位取秒差距(pc)，則有：d="1/π" 用週年視差法測定恆星距離，有一定的侷限性，因為恆星離我們愈遠，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎，至今用這種方法測量了約10,000多顆恆星。="" 天文學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的距離，相當94605億千米。三種距離單位的關係是：="" 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="" 對於距離更遙遠的恆星，比如距離超過110pc的恆星，由於週年視差非常小，無法用三角視差法測出。於是，又發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恆星的譜線強度去確定恆星的光度，知道了光度（絕對星等m），由觀測得到的視星等(m)就可以得到距離。="" m="" -="" +="" 5logd.="" (3)造父周光關係測距法="" 大質量的恆星，當演化到晚期時，會呈現出不穩定的脈動現象，形成脈動變星。在這些脈動變星中，有一類脈動週期非常規則，中文名叫造父。造父是中國古代的星官名稱。仙王座δ星中有一顆名為造父一，它是一顆亮度會發生變化的“變星”。變星的光變原因很多。造父一屬於脈動變星一類。當它的星體膨脹時就顯得亮些，體積縮小時就顯得暗些。造父一的這種亮度變化很有規律，它的變化週期是5天8小時46分38秒鐘，稱為“光變週期”。在恆星世界裡，凡跟造父一有相同變化的變星，統稱“造父變星”。="" 作者：="" haj520520="" 2005-5-21="" 18:44="" 回覆此發言="" ------------------------------------------------------------------------="" 2="" 1912年美國一位女天文學家勒維特（leavitt="" 1868--1921）研究小麥哲倫星系內的造父變星的星等與光變週期時發現：光變週期越長的恆星，其亮度就越大。這就是對後來測定恆星距離很有用的“周光關係”。目前在銀河系內共發現了700多顆造父變星。許多河外星系的距離都是靠這個量天尺測量的。="" (4)譜線紅移測距法="" 20世紀初，光譜研究發現幾乎所有星系的都有紅移現象。所謂紅移是指觀測到的譜線的波長(l)比相應的實驗室測知的譜線的波長(l0)要長，而在光譜中紅光的波長較長，因而把譜線向波長較長的方向的移動叫做光譜的紅移，z="(l-l0)/" l0。1929年哈勃用2.5米大型望遠鏡觀測到更多的河外星系，又發現星系距我們越遠，其譜線紅移量越大。="" 譜線紅移的流行解釋是大爆炸宇宙學說。哈勃指出天體紅移與距離有關：z="H*d" c，這就是著名的哈勃定律，式中z為紅移量；c為光速；d為距離；h為哈勃常數，其值為50～80千米／(秒·兆秒差距)。根據這個定律，只要測出河外星系譜線的紅移量z，便可算出星系的距離d。用譜線紅移法可以測定遠達百億光年計的距離。="">
三角視差法是一種利用不同視點對同一物體的視差來測定距離的方法。對同一個物體，分別在兩個點上進行觀測，兩條視線與兩個點之間的連線可以形成一個等邊三角形，根據這個三角形頂角的大小，就可以知道這個三角形的高，也就是物體距觀察者的距離。我們平時只通過肉眼觀察，就可以知道物體的遠近，就是利用三角視差法，兩個眼睛就是兩個視點，如果閉上一隻眼睛，就不能準確判斷距離了。如果物體太遠，頂角就會變得很小，這時，就不能準確距離了，例如我們看太陽和月亮幾乎是一樣遠的。這時，可以增加兩個視點之間的距離，例如分別在北京和海口同時觀測，就可以測定比較遠的距離，用這種方法，就可以測定太陽系內的天體和附近恆星了。如果再遠些，就可以利用地球軌道直徑當底邊，先觀測一次，半年後再觀測一次。就可以測定銀河系內天體和本星系團中大多數星系了。如果再遠些，就要進一步擴大底邊，例如在天王星上設定一個望遠鏡，但我們目前不能把望遠鏡發射到那麼遠的地方，於是，三角視察法就不能用了，所以，更遠的天體距離是利用哈勃定律來測定的，不過，由於哈勃常數的測定還不準確，所以，大尺度天體距離的測定也是一個估計值。 天文學家利用三角視差法、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，測定恆星與我們的距離。恆星距離的測定，對研究恆星的空間位置、求得恆星的光度和運動速度等，均有重要的意義。離太陽距離在16光年以內的有50多顆恆星。其中最近的是半人馬座比鄰星，距太陽約4．2光年，大約是40萬億千米。 三角視差法 測量天體之間的距離可不是一件容易的事。 天文學家把需要測量的天體按遠近不同分成好幾個等級。離我們比較近的天體，它們離我們最遠不超過100光年（1光年＝9.461012千米），天文學家用三角視差法測量它們的距離。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，地球繞太陽公轉的軌道直徑的兩端是這個三角形的另外二個頂點，透過測量地球到那個天體的視角，再用到已知的地球繞太陽公轉軌道的直徑，依靠三角公式就能推算出那個天體到我們的距離了。稍遠一點的天體我們無法用三角視差法測量它和地球之間的距離，因為在地球上再也不能精確地測定他它們的視差了。 移動星團法 這時我們要用運動學的方法來測量距離，運動學的方法在天文學中也叫移動星團法，根據它們的運動速度來確定距離。不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恆星是以相等和平行的速度在銀河系中移動的。在銀河系之外的天體，運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離。 造父視差法（標準燭光法） 物理學中有一個關於光度、亮度和距離關係的公式。S∝L0/r2 測量出天體的光度L0和亮度S，然後利用這個公式就知道天體的距離r。光度和亮度的含義是不一樣的,亮度是指我們所看到的發光體有多亮，這是我們在地球上可直接測量的。光度是指發光物體本身的發光本領，關鍵是設法知道它就能得到距離。天文學家勒維特發現“造父變星”，它們的光變週期與光度之間存在著確定的關係。於是可以透過測量它的光變週期來定出廣度，再求出距離。如果銀河系外的星系中有顆造父變星，那麼我們就可以知道這個星系與我們之間的距離了。那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠星系，當然要另外想辦法。 三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法，前一支的尺度是幾百光年，後一支是幾百萬光年。在中間地帶則使用統計方法和間接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度達100億光年數量級。 哈勃定律方法 1929年哈勃(Edwin Hubble)對河外星系的視向速度與距離的關係進行了研究。當時只有46個河外星系的視向速度可以利用，而其中僅有24個有推算出的距離，哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關係。現代精確觀測已證實這種線性正比關係 V = H0×d 其中v為退行速度，d為星系距離，H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值為0<h0<1）為比例常數，稱為哈勃常數。這就是著名的哈勃定律。 利用哈勃定律，可以先測得紅移Δν="" ν透過多普勒效應Δν="" ν="V/C求出V，再求出d。" 哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星系來看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠的星系間彼此散開的速度越大。="" ：="" http:="" www.xici.net="" b568524="" d31734477.htm="" 不同的天體距離要有不同的方法，摘抄如下：="" 天體測量方法="" 2.2.2光譜在天文研究中的應用="" 人類一直想了解天體的物理、化學性狀。這種願望只有在光譜分析應用於天文後才成為可能並由此而導致了天體物理學的誕生和發展。透過光譜分析可以：(1)確定天體的化學組成；(2)確定恆星的溫度；(3)確定恆星的壓力；(4)測定恆星的磁場；(5)確定天體的視向速度和自轉等等。="" 2.3天體距離的測定="" 人們總希望知道天體離我們有多遠，天體距離的測量也一直是天文學家們的任務。不同遠近的天體可以採不同的測量方法。隨著科學技術的發展，測定天體距離的手段也越來越先進。由於天空的廣袤無垠，所使用測量距離單位也特別。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，天文學家們想了很多的辦法測量它的遠近，但都沒有得到滿意的結果。科學的測量直到18世紀（1715年至1753年）才由法國天文學家拉卡伊(n.l.lacaille)和他的學生拉朗德(larand)用三角視差法得以實現。他們的結果是月球與地球之間的平均距離大約為地球半徑的60倍，這與現代測定的數值（384401千米）很接近。="" 雷達技術誕生後，人們又用雷達測定月球距離。鐳射技術問世後，人們利用鐳射的方向性好，光束集中，單色性強等特點來測量月球的距離。測量精度可以達到釐米量級。="" 2.3.2太陽和行星的距離="" 地球繞太陽公轉的軌道是橢圓，地球到太陽的距離是隨時間不斷變化的。通常所說的日地距離，是指地球軌道的半長軸，即為日地平均距離。天文學中把這個距離叫做一個“天文單位”(1au)。1976年國際天文學聯合會把一個天文單位的數值定為1.49597870×1011米，近似1.496億千米。="" 太陽是一個熾熱的氣體球，測定太陽的距離不能像測定月球距離那樣直接用三角視差法。早期測定太陽的距離是藉助於離地球較近的火星或小行星。先用三角視差法測定火星或小行星的距離，再根據開普勒第三定律求太陽距離。1673年法國天文學家卡西尼(dominique="" cassini)首次利用火星大沖的機會測出了太陽的距離。="" 許多行星的距離也是由開普勒第三定律求得的，若以1au為日地距離，“恆星年”為單位作為地球公轉週期，便有：t2＝a3。若一個行星的公轉週期被測出,就可以算出行星到太陽的距離。如水星的公轉週期為0.241恆星年，則水星到太陽的距離為0.387天文單位(au)。="" 2.2.3恆星的距離="" 由於恆星距離我們非常遙遠，它們的距離測定非常困難。對不同遠近的恆星，要用不同的方法測定。目前，已有很多種測定恆星距離的方法：="" (1)三角視差法="" 河內天體的距離又稱為視差，恆星對日地平均距離（a）的張角叫做恆星的三角視差(p)，則較近的恆星的距離d可表示為：="" sinπ＝a="" d="" 若π很小，π以角秒錶示，且單位取秒差距(pc)，則有：d="1/π" 用週年視差法測定恆星距離，有一定的侷限性，因為恆星離我們愈遠，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎，至今用這種方法測量了約10,000多顆恆星。="" 天文學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的距離，相當94605億千米。三種距離單位的關係是：="" 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="" 對於距離更遙遠的恆星，比如距離超過110pc的恆星，由於週年視差非常小，無法用三角視差法測出。於是，又發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恆星的譜線強度去確定恆星的光度，知道了光度（絕對星等m），由觀測得到的視星等(m)就可以得到距離。="" m="" -="" +="" 5logd.="" (3)造父周光關係測距法="" 大質量的恆星，當演化到晚期時，會呈現出不穩定的脈動現象，形成脈動變星。在這些脈動變星中，有一類脈動週期非常規則，中文名叫造父。造父是中國古代的星官名稱。仙王座δ星中有一顆名為造父一，它是一顆亮度會發生變化的“變星”。變星的光變原因很多。造父一屬於脈動變星一類。當它的星體膨脹時就顯得亮些，體積縮小時就顯得暗些。造父一的這種亮度變化很有規律，它的變化週期是5天8小時46分38秒鐘，稱為“光變週期”。在恆星世界裡，凡跟造父一有相同變化的變星，統稱“造父變星”。="" 作者：="" haj520520="" 2005-5-21="" 18:44="" 回覆此發言="" ------------------------------------------------------------------------="" 2="" 1912年美國一位女天文學家勒維特（leavitt="" 1868--1921）研究小麥哲倫星系內的造父變星的星等與光變週期時發現：光變週期越長的恆星，其亮度就越大。這就是對後來測定恆星距離很有用的“周光關係”。目前在銀河系內共發現了700多顆造父變星。許多河外星系的距離都是靠這個量天尺測量的。="" (4)譜線紅移測距法="" 20世紀初，光譜研究發現幾乎所有星系的都有紅移現象。所謂紅移是指觀測到的譜線的波長(l)比相應的實驗室測知的譜線的波長(l0)要長，而在光譜中紅光的波長較長，因而把譜線向波長較長的方向的移動叫做光譜的紅移，z="(l-l0)/" l0。1929年哈勃用2.5米大型望遠鏡觀測到更多的河外星系，又發現星系距我們越遠，其譜線紅移量越大。="" 譜線紅移的流行解釋是大爆炸宇宙學說。哈勃指出天體紅移與距離有關：z="H*d" c，這就是著名的哈勃定律，式中z為紅移量；c為光速；d為距離；h為哈勃常數，其值為50～80千米／(秒·兆秒差距)。根據這個定律，只要測出河外星系譜線的紅移量z，便可算出星系的距離d。用譜線紅移法可以測定遠達百億光年計的距離。="">