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(yīng)用
人類一直想了解天體的物理、化學(xué)性狀.這種愿望只有在光譜分析應(yīng)用于天文后才成為可能并由此而導(dǎo)致了天體物理學(xué)的誕生和發(fā)展.通過光譜分析可以：(1)確定天體的化學(xué)組成；(2)確定恒星的溫度；(3)確定恒星的壓力；(4)測定恒星的磁場；(5)確定天體的視向速度和自轉(zhuǎn)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(xué)家們的任務(wù).不同遠近的天體可以采不同的測量方法.隨著科學(xué)技術(shù)的發(fā)展,測定天體距離的手段也越來越先進.由于天空的廣袤無垠,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(xué)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(jié)果.科學(xué)的測量直到18世紀（1715年至1753年）才由法國天文學(xué)家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的學(xué)生拉朗德(Larand)用三角視差法得以實現(xiàn).他們的結(jié)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(xiàn)代測定的數(shù)值（384401千米）很接近.
雷達技術(shù)誕生后,人們又用雷達測定月球距離.激光技術(shù)問世后,人們利用激光的方向性好,光束集中,單色性強等特點來測量月球的距離.測量精度可以達到厘米量級.
2.3.2太陽和行星的距離
地球繞太陽公轉(zhuǎn)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(xué)中把這個距離叫做一個“天文單位”(1AU).1976年國際天文學(xué)聯(lián)合會把一個天文單位的數(shù)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借助于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(jù)開普勒第三定律求太陽距離.1673年法國天文學(xué)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,“恒星年”為單位作為地球公轉(zhuǎn)周期,便有：T2＝a3.若一個行星的公轉(zhuǎn)周期被測出,就可以算出行星到太陽的距離.如水星的公轉(zhuǎn)周期為0.241恒星年,則水星到太陽的距離為0.387天文單位(AU).
2.2.3恒星的距離
由于恒星距離我們非常遙遠,它們的距離測定非常困難.對不同遠近的恒星,要用不同的方法測定.目前,已有很多種測定恒星距離的方法：
(1)三角視差法
河內(nèi)天體的距離又稱為視差,恒星對日地平均距離（a）的張角叫做恒星的三角視差(p),則較近的恒星的距離D可表示為：
sinπ＝a/D
若π很小,π以角秒表示,且單位取秒差距(pc),則有：D=1/π
用周年視差法測定恒星距離,有一定的局限性,因為恒星離我們愈遠,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(chǔ),至今用這種方法測量了約10,000多顆恒星.
天文學(xué)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(guān)系是：
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
對于距離更遙遠的恒星,比如距離超過110pc的恒星,由于周年視差非常小,無法用三角視差法測出.于是,又發(fā)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(jù)恒星的譜線強度去確定恒星的光度,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 - M= -5 + 5logD.
(3)造父周光關(guān)系測距法
大質(zhì)量的恒星,當演化到晚期時,會呈現(xiàn)出不穩(wěn)定的脈動現(xiàn)象,形成脈動變星.在這些脈動變星中,有一類脈動周期非常規(guī)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(fā)生變化的“變星”.變星的光變原因很多.造父一屬于脈動變星一類.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(guī)律,它的變化周期是5天8小時46分38秒鐘,稱為“光變周期”.在恒星世界里,凡跟造父一有相同變化的變星,統(tǒng)稱“造父變星”.
作者： haj520520 2005-5-21 18:44 回復(fù)此發(fā)言
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2 天體測量方法
1912年美國一位女天文學(xué)家勒維特（Leavitt 1868--1921）研究小麥哲倫星系內(nèi)的造父變星的星等與光變周期時發(fā)現(xiàn)：光變周期越長的恒星,其亮度就越大.這就是對后來測定恒星距離很有用的“周光關(guān)系”.目前在銀河系內(nèi)共發(fā)現(xiàn)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(fā)現(xiàn)幾乎所有星系的都有紅移現(xiàn)象.所謂紅移是指觀測到的譜線的波長(l)比相應(yīng)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(fā)現(xiàn)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(xué)說.哈勃指出天體紅移與距離有關(guān)：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(shù),其值為50～80千米／(秒·兆秒差距).根據(jù)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.