那千万光年的距离，天文学家咋测的？

那千万光年的距离，天文学家咋测的？~

一般是用三角法，比如说地球在春分点和秋分点时分别观测一颗恒星对地球的角度，然后以公转轨道半径为基线，算出它距地球的距离
对于较近的天体（500光年以内）采用三角法测距。

500－－10万光年的天体采用光度法确定距离。
10万光年以外天文学家找到了造父变星作为标准，可达5亿光年的范围。
更远的距离是用观测到的红移量，依据哈勃定理推算出来的。
具体点说
(1)三角视差法
河内天体的距离又称为视差，恒星对日地平均距离（a）的张角叫做恒星的三角视差(p)，则较近的恒星的距离D可表示为：

sinπ＝a/D

若π很小，π以角秒表示，且单位取秒差距(pc)，则有：D=1/π

用周年视差法测定恒星距离，有一定的局限性，因为恒星离我们愈远，π就愈小，实际观测中很难测定。三角视差是一切天体距离测量的基础，至今用这种方法测量了约10,000多颗恒星。

天文学上的距离单位除天文单位（AU）、秒差距(pc)外，还有光年(ly)，即光在真空中一年所走过的距离，相当94605亿千米。三种距离单位的关系是：

1秒差距(pc)＝206265天文单位(AU)＝3.26光年＝3.09×1013千米

1光年(1y)＝0.307秒差距(pc)＝63240天文单位(Au)＝0.95×1013千米。

(2)分光视差法

对于距离更遥远的恒星，比如距离超过110pc的恒星，由于周年视差非常小，无法用三角视差法测出。于是，又发展了另外一种比较方便的方法--分光视差法。该方法的核心是根据恒星的谱线强度去确定恒星的光度，知道了光度（绝对星等M），由观测得到的视星等(m)就可以得到距离。

m - M= -5 + 5logD.

(3)造父周光关系测距法

大质量的恒星，当演化到晚期时，会呈现出不稳定的脉动现象，形成脉动变星。在这些脉动变星中，有一类脉动周期非常规则，中文名叫造父。造父是中国古代的星官名称。仙王座δ星中有一颗名为造父一，它是一颗亮度会发生变化的“变星”。变星的光变原因很多。造父一属于脉动变星一类。当它的星体膨胀时就显得亮些，体积缩小时就显得暗些。造父一的这种亮度变化很有规律，它的变化周期是5天8小时46分38秒钟，称为“光变周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同变化的变星，统称“造父变星”。

2 天体测量方法
1912 年美国一位女天文学家勒维特（Leavitt 1868--1921）研究小麦哲伦星系内的造父变星的星等与光变周期时发现：光变周期越长的恒星，其亮度就越大。这就是对后来测定恒星距离很有用的“周光关系”。目前在银河系内共发现了700多颗造父变星。许多河外星系的距离都是靠这个量天尺测量的。

(4)谱线红移测距法

20 世纪初，光谱研究发现几乎所有星系的都有红移现象。所谓红移是指观测到的谱线的波长(l)比相应的实验室测知的谱线的波长(l0)要长，而在光谱中红光的波长较长，因而把谱线向波长较长的方向的移动叫做光谱的红移，z=(l-l0)/ l0。1929年哈勃用2.5米大型望远镜观测到更多的河外星系，又发现星系距我们越远，其谱线红移量越大。

谱线红移的流行解释是大爆炸宇宙学说。哈勃指出天体红移与距离有关：Z = H*d /c，这就是著名的哈勃定律，式中Z为红移量；c为光速；d为距离；H为哈勃常数，其值为50～80千米／(秒·兆秒差距)。根据这个定律，只要测出河外星系谱线的红移量Z，便可算出星系的距离D。用谱线红移法可以测定远达百亿光年计的距离。

天体大小的测定
1地球的大小
最早实测地球大小的是希腊天文学家厄拉多塞内（Eratosthene）。公元前200多年，他认定地球为正球体，他那时推算的地球周长合39500千米，与今值(赤道周长40075.13千米)十分接近。
20世纪50年代以后，用人造地球卫星测得的有关地球数据越来越精确。利用对人造卫星的观测数据，便可求得地球的平均半径。具体计算时还必须考虑月球和太阳引力的影响，需要加以订正。同时，由于地球并非正球体，其内部物质分布也不均匀，因此，它对人造卫星的绕转运动产生摄动力。这样，需根据大量不同倾角的人造卫星及其轨道变化的速度，才能归算出地球的基本形状和大小。
2太阳、月球的大小
对于距离已知的天体，只要测出它们的视圆面直径的张角，即可以求出它们的大小。对太阳、月球和行星的线直径都是这样测量的。在地球上用测角仪器很容易测得太阳的角直径31’59”.3。根据已知的日地平均距离a就可算出太阳的线半径为：
R=a*sin（31’59”3/2）= 6.96×105 千米
大概70万千米，约相当于地球半径的109倍。
同理可测得月球的平均角半径为15’32”.6，略小于太阳角半径。所以，从地球上看去，它们的大小相差不多，但是，月地距离比日地距离小得多。月球的线半径也比太阳小得多，仅有1738千米。
3恒星的大小
对于太遥远恒星，其角直径很小，用望远镜所无法测量的，上面的方法不适用。于是，只能采用间接的方法测定它们的大小，例如光度法。
由物理学中的斯忒藩—波尔兹曼黑体辐射定律知道，如果恒星的辐射可以用黑体辐射来描述，那么温度为T，半径为R的恒星在单位时间内所发出的总辐射能，即恒星的光度L为：
L＝4πR2σ*T4
上式中的T及光度量可根据其它办法得到，于是R就可以算出来。
天体质量的测定
天体的质量，不仅支配着天体的运动状况，而且还决定天体演化进程。研究天体质量，是现代天文学的一个重要内容,对不同天体质量的测定，可采用不同的方法。
1地球质量
对人类生息繁衍的地球的质量大小的估算直到牛顿发现万有引力定律建立之后才成为可能。
测定地球质量的原理很简单，从万有引力定律知道，任何两个物体之间的引力的大小与两物体的质量的乘积成正比，与它们之间距离的平方成反比。假设地球为一质量为Me理想球体，且质量都集中在地球中心，地球半径为Re。那么根据地球表面的物体受到的地球的吸引力便可以测量地球的质量。但是地球质量的测量还涉及到万有引力常数G的大小。直到1928年才由美国的海尔确定为G=6.67×10 -8 达因·厘米2／克2。于是，得到地球质量Me=5.977×1027克。很显然，地球并不是一个正球体，现代用人造地球卫星测定地球质量。
2.太阳质量：太阳是太阳系的中心天体，其质量可由地球对其绕转运动来求得。我们把地球公转近似地看作圆周运动，那么就可以根据地球绕太阳做圆周运动求出太阳的质量为Ms=1.988*1030千克。

对于恒星，只对某些物理双星的质量根据其轨道运动（利用开普勒第三定律）进行过直接测定。对其它恒星的质量，只能根据它们的光度进行间接测定。20世纪以后，通过大量的观测表明，发现主序星的质量与光度存在较好的正相关。光度越大，质量也越大，即著名的质光关系图。所以可以根据恒星的光度由质光关系图估算出它的质量。
3星系的质量
星系的质量是星系的重要基本参量，它对构成星系总光度各类型恒星的分布也是一个制约，星系质量分布也影响星系的类型。目前发展了多种方法来确定星系质量：
1)由星系的旋转曲线确定质量（对扁平型的轴对称星系）。
2)双星系质量（利用测定双星的方法估计双星系的质量）。
3)维里质量（利用维里定律（Virial theorem）求出星系团的质量）。
星系质量的测量结果表明，不同类型的星系的质量分布为：
椭圆星系： 105 " 1013M?
旋涡星系： 109 " 1011M?
不规则星系： 108 " 1010M?

这是我收藏的，你看看行不

因为人类测出了光速，所以时间速度就是距离了。至于如何测光速么，看这个吧

很多人对天文学家们的工作怀有偏见，认为他们的工作有时候跟猜谜语差不多，今天说某恒星距离我们100万光年，过一久可能又会说，这颗恒星其实距离我们130万光年。

想想也是，连每秒30万千米的光都要跑几百年，怎么这么容易就被你给测出来了？

对天文学的这种偏见，如果你现在依然存在，那么现在，等你了解到他们测量距离时所使用的精妙办法后，也许你马上就会放下偏见，并有可能对天文感兴趣。

一个聋哑人

放眼望去，夜空中的星星貌似都是一样的，其实不然，眼见为实这句话有时候是靠不住的，而这主要是因为我们的肉眼还不够强悍。天天对着深空观察的天文学家告诉我们，星星们各有各的性格和脾气，有的经常打嗝，有的偶尔搞喷射，有的正犯更年期……反正，它们就是从来没消停过。宇宙多姿多彩，奇妙无比，波澜壮阔非我们所能想象。

过去的人，也许是没有了各种诸如社交网络的诱惑和干扰，似乎要比我们厉害得多，这不，有一个人，刚到21岁就混得了一个头衔——天文学家！而且，人家还是一聋哑人。

这个聋哑人，就是英国天文学家古德利克，他一出生就听不见任何声音，这便是聋了。虽然其嗓子完美无缺，可因为听不见别人说话，所以也就无从教他说话，这便是哑了。哑比聋好，因为哑不会演变成聋，但聋却会再次造成哑。

说完古德利克，我们再来介绍一颗星——英仙座β星，中文名叫大陵五。大陵五这颗星有一个特点，就是亮度会变，没几天，亮度就变暗了，过不久，又重新变亮。古人认为，恒星都应该是恒定不变的，像大陵五这种变来变去的家伙，太可怕了，所以希腊人把大陵五称为”妖魔星”，并在神话故事里，把它当作女妖怪美杜莎的化身，美杜莎女妖怪的头发都是一条一条的小蛇，并且谁看了她都会变成石头。

传说中的大陵五似乎很可怕，但古德利克不怕，他常常在冬夜静寂的野外独自观察这颗魔星，并在他18岁时提出一个观点，他认为，大陵五之所以会发生亮度变化，这是因为，大陵五与一颗暗星组成了一个双星系统，两颗星绕共同质心运动，当暗星挡住大陵五的光时，大陵五就会变暗，就这么简单。现在，我们知道，古德利克是完全正确的，而他早在1782年就做出如此天才的发现，非常了不起。

造父变星

古德利克研究这种亮度变化的星上了瘾，随后，他又发现了一种变星，这便是仙王座δ星，中文名“造父一”，他又一次正确地指出，造父一之所以亮度变化，不是因为双星掩食，而是其本身的光度在不断变化。后来，人们把这种自身光度不断变化的星统称为造父变星。而咱们熟悉的北极星也是一颗造父变星。

正当古德利克准备对变星作进一步研究，大展宏图之时，病魔夺去了他的生命，享年21岁多。

话说，造父变星这种星，其明暗变化很有规律，拿造父一来说，它从最暗变到最亮，再从最亮变到最暗，这一个光变周期，耗时5天8小时47分28秒，不用怀疑，之所以精确到秒，是因为光度的变化很容易测出来。

不同的造父变星有不同的光变周期，而对于那些长周期造父变星(也叫经典造父变星），其光变周期一般在1天至50天内。

咱们本来说天文学上的测距，现在扯造父变星干嘛呢？因为，造父变星后面隐藏着一个大秘密！正是对这个秘密有所窥探，才造就了哈勃后来的丰功伟绩，这是个什么秘密呢？又是谁第一个发现了它？

又一个聋哑人

此人就是美国的天文学家亨丽爱塔·勒维特，很奇怪，她也是一位聋哑人。从1893年起她就在哈佛大学天文台，主要工作就是看感光照片上的那些星星，并按亮度给它们分类排序。据说勒维特一开始是作为志愿者干这个枯燥的工作，但后来的工钱是每小时25美分。

经过多年观察，勒维特于1908年发现，小麦哲伦云中的25颗造父变星呈现出这样一个规律：造父变星的光变周期越长，视星等就越小，恒星视星等越小，看上去就越亮。

这个规律的意思是，如果一颗星，它从最暗变到最亮，再从最亮变成最暗，这个时间跨度越长，那么，这颗星从地球上看去就越亮。

可以说，这是一个很容易发现的发现，但却是一个伟大的发现。

那么，勒维特的这个伟大发现到底有什么用呢？没什么用，因为恒星的亮度跟距离有关系，月球看上去比北极星亮多了，但月球真实的发光能力有北极星强吗？所以，光知道视星等没啥用，恒星真实的发光能力——绝对星等，才是最重要的。

但是别急，小麦哲伦星云距离我们很是遥远，大约20万光年，于是我们可以忽略小麦哲伦星云中众恒星间的距离，可以看作，那里的亿万恒星与地球的距离都是一样一样的。这就好比，在月球上有十几座临近的山，虽然这十几座山互有间距，但我们依然可以说，月球上这十几座山与地球的距离是一样的，这个，你没意见吧？

既然，在小麦哲伦星云中的那25颗造父变星与地球的距离是一样的，而且观察到其光变周期越大，肉眼看上去就会越亮，那这等于是在告诉我们：光变周期越大，恒星的绝对亮度就越大，因为距离已经恒定。

这个发现很重要，恒星的绝对亮度类似于电灯泡的瓦数，瓦数越大，电灯泡越亮。想象一下，甭管是距离我们1光年，还是1000万光年，只要观察恒星的光变周期，就能轻易地知道这颗恒星真实的发光能力，这太帅了。

假设3光年处，某造父变星的光变周期是3天8小时2分38秒，而500万光年处，观察到某恒星的光变周期也是3天8小时2分38秒，那么，就几乎可以认为，这两颗星虽然距离不一样，但它们的绝对亮度是一样的。

试想，夜里，已知1个灯泡与我们的距离是5米，功率是100瓦，现在还可以用光度计轻易地测出灯泡的视星等（就是肉眼看去，灯泡有多亮）。现在，把这个灯泡移至另一个更远的未知位置，此时，我们仍然能知道两个量，一是灯泡的功率还是100瓦（因为光变周期一样），二是其视星等也可以轻易求出。

只要知道这两个量，就可以利用一个数学式求出此刻的灯泡距离我们有多远了。这很容易理解，因为距离越远，亮度就越小，亮度与距离有一个数学关系式。

当然，用造父变星去测量天体的距离，还需要做一些“琐碎”的工作，比如“零点标定”等问题，但是，这些繁琐的细节交给天文学家们去做就好了，我们只要明白：你平时看到的哪些动辄几百万光年的天文距离，这些大数据的得出不是天文学家们拍脑子估计的，而是通过严密的数学求出的，这就够了。

科学的美妙之处就在于，一个红苹果高高在上，无论怎么跳也够不着，但是如果使用科学的方法和思维后，拐几道弯，那个红苹果就被拿下了。

用造父变星来计算距离很酷，只要去测量它的光变周期就行了，而测量光变周期那是相当的容易，而且很精确，能精确到秒。

很多河外星系离我们都很遥远，动辄几千万光年，这样的距离，用普通方法是不可能测出来的。这时，我们只要能找到星系中某颗造父变星，测出其光变周期，从而求出恒星的距离，继而也就测出了星系与我们的距离。所以，对于天文学家们来说，造父变星有时候就是他们的最后一根救命稻草。

正因此，天文学家们对造父变星十分垂爱，爱到想亲切地称呼它为：量天尺！

数学公式 算不出真实的宇宙

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佟购普威： 从地球出发 首先来说说视差.什么是视差呢?视差就是观测者在两个不同位置看到同一天体的 方向之差.我们来做个简单的实验:伸出你的右手拇指,交替闭合和睁开双眼,你会 发现拇指向对于背景左右移动.这就是视差.在工程上人们常用...

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佟购普威： 用三角视差法可以测量出100光年范围以内的恒星.三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点,地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点,通过测量地球到那个天体的视角,再用到已知的地球绕太阳公转轨...

大庆市19687125327： 科学家如何发现光年这个单位? - ？
佟购普威： 这不是发现的,是天文学上一种计量天体距离的单位.宇宙中天体间的距离很远很远,如果采用我们日常使用的米、千米(公里)作计量单位,那计量天体距离的数字动辄十几位、几十位,很不方便.于是天文学家就创造了一种计量单位——光年,即光在真空中一年内所走过的距离.距离=速度*时间,光速约为每秒30万千米(每秒299,792,458米),1光年约为94,605亿千米.

大庆市19687125327： 光年的困惑?我一直弄不懂,比如说一颗行星离地球有10万光年,科学家是怎么算出这10万光年的,就是说A点到B点有100米,C点从A点出发,到达B点,... - ？
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