用多普勒效應計算距離和速度，

多普勒效應是指物體輻射的波長因為光源和觀測者的相對運動而產生變化，在運動的波源前面，波被壓縮，波長變得較短，頻率變得較高 。在運動的波源後面，產生相反的效應，波長變得較長，頻率變得較低 ，波源的速度越高，所產生的效應越大，根據光波紅/藍移的程度，可以計算出波源循著觀測方向運動的速度。恆星光譜線的位移顯示恆星循著觀測方向運動的速度，這種現象稱為多普勒效應

在浩瀚的宇宙中存在著許多天體，它們各自之間的距離非常遙遠，但是科學家卻能測算出它們之間的距離，這就不得讓人驚訝了，那麼科學家又是怎麼計算出天體之間距離的呢？其實科學家測算天體之間的距離有以下幾種方法。

第一種就是雷達法，這種方法最簡單，如果想要測量地球到月球的距離，就需要在地球發射電磁波，然後電磁波從月球上反射回來的時間在乘以速度就知道了，這種方法是目前最為精準的方法。

第二種方法是三角視差法，觀測者利用不同的視點對同一個物體進行觀測，然後在將兩個視點和兩條視線連線，這樣就形成了一個三角形了，根據三角形的關係測量天體到觀測者的距離。

第三種就是哈勃定律，我們知道，天體周圍的光譜都有著自己的訊號，天體遠離我們都向紅色端移動。由於原子內部結構不同，這樣使得天體周圍的頻率不同，我們就可以進行判斷天體紅移顏色，然後在引入哈勃常數進行計算，就知道天體之間的距離了。

天文學測量天體的距離，根據這些天體離我們的距離有不同的方法，我們由近到遠說！晴朗、黑暗的夜晚，當駐足仰望夜空時，你會發現天空中有各種各樣的天體，從太陽系中離我們最近的行星鄰居，到銀河系中數十億顆恆星，再到宇宙中延伸數百萬光年的模糊星系。當你想問這些天體離我們有多遠時，這正是天文學所要解決的最基本的問題。

我們先從離我們最近的天體，月球說起！以及太陽系天體距離的測量

在2000多年前的古希臘有個埃拉托色尼，這個人在當時就已經初步算出了地球的周長！現在我們已經準確的知道了地球的直徑約為12700公里。透過地球的大小，而且我們還知道月球比太陽離我們更近，這一點沒有啥懷疑的，透過以上的資訊我們就可以計算出月球的大小和距離！

我們在天空中經常可以看到月偏食。

當發生月偏食的時候，地球的陰影就會投在月球上！現在知道了地球的大小，月球離地球的距離相對於地球離太陽的距離非常非常近，那麼我們就知道地球在月球上的影子和地球的實際大小其實差不多。

這樣就能算出月球和地球陰影的相對大小，也就知道了月球的大小。

上圖為月偏食的一個合成圖，可以很直觀的看到月球相對地球的大小。透過地球投到月球上的陰影，我們就知道了月球的直徑大約是地球的27%左右。以周天為360°，我們也能知道月亮在天空中佔了大約半度（0.5°），這稱為角直徑或視直徑，只要掌握一點幾何知識，透過角直徑和月球的物理直徑，透過下圖就能計算出月球離我們有多遠。

測量月球的距離大小是一個完全不需要任何裝置就可以完成的測量。有興趣的可以試下。對於太陽系中的其他天體，我們可以非常精確的測量它們的大小，因為我們的探測器已經飛到了太陽系的邊緣，沿途拜訪了很多太陽系邊緣的天體，並傳回了大量的照片和資料。

雖然我們到達了太陽系的邊緣，但我們從未離開過太陽系。就算旅行者號有幸達到了太陽系外的天體，也會因為耗盡能量和我們失去聯絡。可是我們也經常聽說哪些恆星離我們多少光年，而且我們還可以精確測量它們離我們的距離。我們是怎樣做到的？

測量附近恆星距離的辦法

上圖是天狼星，夜空中最亮的星星，也是離我們最近的星星之一。在望遠鏡發明之前，估計恆星距離的唯一方法是：假設這些恆星在本質上和我們的太陽一樣，然後測量恆星相對於太陽的亮度，推斷出這些恆星離太陽的距離有多遠。

如果用這種方法測量天狼星的話，會得到一個大約半光年的答案，這和實際距離差了大約20倍。這種方法肯定不行，但我們發現了一個更好的辦法。

我們之所以能看3D電影，這是因為我們的兩隻眼睛在空間中有不同位置！現在你試著伸出大拇指，然後交替眨眼，你會看到大拇指的位置相對於遙遠的背景物體會發生很大的變化。這是因為左右眼睛看物體的角度不同。現在試著改變一下大拇指離眼睛的距離，然後再眨眼，你會發現物體越近，角度差就越大!

這種效應被稱為視差。對於天空中的恆星來說，我們眼睛之間的距離有點不夠用。但是每過六個月，由於地球的公轉我們就得到了一個更長的基線！

透過觀察附近恆星的位置在遙遠恆星背景下發生的微小變化，我們就可以以非常高的精度測量附近恆星離我們的距離！

透過視差的方法我們能夠非常好地測量離我們比較近的幾十萬顆，甚至幾百萬顆恆星的距離。因此我們利用以上比較原始的方法不僅能知道太陽系內天體的距離，而且還能知道太陽系外許多恆星的距離。

測量遙遠星系距離的方法

上文也說了，視差這種辦法對比較近的物體才能產生比較大的效果。

但是遙遠的星系呢？就我們銀河系中的絕大多數恆星來說，都因為太過遙遠，無法利用視差來測量。那麼，我們怎樣測量天空中模糊的星系距離呢？

關鍵是我們必須找到一種方法，把可以測量視差的恆星與存在於遙遠星系中的恆星聯絡起來！

100多年前，亨利埃塔·萊維特(Henrietta Leavitt)就為我們提供了一個解決方案。

在可用視差測量距離的星系中，有些恆星本身的亮度在不斷的變化！在很長一段時間內，恆星的亮度在最大值和最小值之間波動。萊維特對2000多顆不同的恆星進行了分類，他注意到這些天體中最亮的恆星有一些顯著的特徵：天體的亮度與它的振盪週期有著密切的聯絡。我們稱這種恆星為變星。

如果我們能測量這種型別的恆星（經典的造父變星）振盪的速度，我們就能知道它的內稟亮度。

然後再測量它實際上看起來有多量，我們就能算出恆星實際上離我們有多遠。

這種方法正是1923年埃德溫·哈勃首次確定星系距離的方法，直到今天我們還在使用！

這就是我們計算夜空中所有天體距離的方法，從太陽系內的天體到恆星、附近的星系，甚至更遠的星系！

目前一般用三種方法測量天體到地球的距離：一是三角測量法；二是標準燭光法；三是天體紅移量法。前兩種方法主要用於離地球較近的天體；後一種主要用於離地球較遠的天體。前兩種經過較多的實踐檢驗，精度較高，問題不大；但最後一種方法可能就存在較多的問題，其適用性和精度也存在疑問。其理論是：

首先，天體紅移法是以哈勃觀測數十個星系得出的規律：天體的紅移量與天體到地球的距離存在正比關係。但這些天體離地球的距離一般都不是很遠，不同方位上的天體數量是否存在分佈不均勻的情況也不清楚。在統計學上講，樣本數量還是不充分；

其次，最近天文觀測發現：星系間的廣大區域存在一定密度的各類低溫物質，但它們的頒是極其不均勻的。這就使星光在星際空間的傳遞過程中的速度與頻率均因介質密度的不同而隨距離的變化規律存在差異。最重要的是：天體紅移量與距離成正比的規律不能拓展為天體退行速度也與距離成正比的哈勃定律。這是因為天體紅移量並非唯一地由多普勒效應所構成。類星體存在的多組紅移不等的發射和吸收譜線簇就直接證明了天體紅移是由多因素產生的。同時，哈勃望遠鏡拍攝到的不少星系相互碰撞的照片直接證明哈勃定律是不符合客觀實際的；

再者，本人找到了一種方法可以用來查明決定天體紅移量主因：利用同時觀測同一傾斜星系對稱部位上的天體的紅移量，並利用其對稱性（視速度或視距離相等）對資料進行求差值，即可得到與視速度和與視距離有關的紅移分量，進而可用來檢驗哈勃定律並找出決定天體紅移量的主因到底是視速度還是視距離。此方案已經專家們稽核並發表在由中科院主辦、中科協協辦的“科學智慧火花”網上了，應該是一個可行的方案。希望有條件的天文臺及天文工作者能早日進行此項實驗工作。