可能有點長,個人認(rèn)為還是不錯的
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(xué)家把需要測量的天體按遠(yuǎn)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(yuǎn)不超過100光年（1光年＝9.461012千米）,天文學(xué)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于一個特大三角形的頂點,地球繞太陽公轉(zhuǎn)的軌道直徑的兩端是這個三角形的另外二個頂點,通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(zhuǎn)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(yuǎn)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(tuán)法
這時我們要用運動學(xué)的方法來測量距離,運動學(xué)的方法在天文學(xué)中也叫移動星團(tuán)法,根據(jù)它們的運動速度來確定距離.不過在用運動學(xué)方法時還必須假定移動星團(tuán)中所有的恒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(xué)的方法也不能測定它們與地球之間的距離.
造父視差法（標(biāo)準(zhǔn)燭光法）
物理學(xué)中有一個關(guān)于光度、亮度和距離關(guān)系的公式.S∝L0/r2
測量出天體的光度L0和亮度S,然后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(fā)光體有多亮,這是我們在地球上可直接測量的.光度是指發(fā)光物體本身的發(fā)光本領(lǐng),關(guān)鍵是設(shè)法知道它就能得到距離.天文學(xué)家勒維特發(fā)現(xiàn)“造父變星”,它們的光變周期與光度之間存在著確定的關(guān)系.于是可以通過測量它的光變周期來定出廣度,再求出距離.如果銀河系外的星系中有顆造父變星,那么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(yuǎn)星系,當(dāng)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,后一支是幾百萬光年.在中間地帶則使用統(tǒng)計方法和間接方法.最大的量天尺是哈勃定律方法,尺度達(dá)100億光年數(shù)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(guān)系進(jìn)行了研究.當(dāng)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(guān)系.現(xiàn)代精確觀測已證實這種線性正比關(guān)系
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