星球与星球之间的距离

怎么测量星球和星球之间的距离~

关于如何测定天体之间的距离
比较近的恒星可以用视差的方法进行测量.譬如,我们要测量远处的一座塔到我们的距离,可以先确定两个已知距离的测量点,然后分别从这两个点去看塔顶的方向,两个方向的夹角就叫做视差角.在一个等腰三角形中,知道顶角和对边,就可以求出它利用周年视差测量恒星的距离的高,也就是塔顶到我们的距离.
测量较近处的恒星,可以把地球绕太阳运动轨道的直径作为已知距离的基线.地球绕太阳一周的时间是一年,半年绕行半周.在相隔半年的那两天里,地球正好处在地球轨道直径的两端.在相隔半年的那两天分别观测同一颗恒星,其方向是不同的,这就是它的视差角.由视差角和地球的轨道直径(3亿千米),便可以计算出恒星的距离了.利用这种方法只能测量二三百光年以内的恒星的距离.
更远处的恒星,因为它们的视差角太小了,无法测准,只能寻找其他方法.其中一个著名的方法是利用造父变星的周光关系来推算遥远天体的距离,造父变星因此而获得了“量天尺”的美称.
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.
参考资料：吴国盛 《科学的历程》
同的天体距离要有不同的方法,摘抄如下：
天体测量方法
2.2.2光谱在天文研究中的应用
人类一直想了解天体的物理、化学性状.这种愿望只有在光谱分析应用于天文后才成为可能并由此而导致了天体物理学的诞生和发展.通过光谱分析可以：(1)确定天体的化学组成；(2)确定恒星的温度；(3)确定恒星的压力；(4)测定恒星的磁场；(5)确定天体的视向速度和自转等等.
2.3天体距离的测定
人们总希望知道天体离我们有多远,天体距离的测量也一直是天文学家们的任务.不同远近的天体可以采不同的测量方法.随着科学技术的发展,测定天体距离的手段也越来越先进.由于天空的广袤无垠,所使用测量距离单位也特别.天文距离单位通常有天文单位(AU)、光年(ly)和秒差距(pc)三种.
2.3.1月球与地球的距离
月球是距离我们最近的天体,天文学家们想了很多的办法测量它的远近,但都没有得到满意的结果.科学的测量直到18世纪（1715年至1753年）才由法国天文学家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的学生拉朗德(Larand)用三角视差法得以实现.他们的结果是月球与地球之间的平均距离大约为地球半径的60倍,这与现代测定的数值（384401千米）很接近.
雷达技术诞生后,人们又用雷达测定月球距离.激光技术问世后,人们利用激光的方向性好,光束集中,单色性强等特点来测量月球的距离.测量精度可以达到厘米量级.
2.3.2太阳和行星的距离
地球绕太阳公转的轨道是椭圆,地球到太阳的距离是随时间不断变化的.通常所说的日地距离,是指地球轨道的半长轴,即为日地平均距离.天文学中把这个距离叫做一个“天文单位”(1AU).1976年国际天文学联合会把一个天文单位的数值定为1.49597870×1011米,近似1.496亿千米.
太阳是一个炽热的气体球,测定太阳的距离不能像测定月球距离那样直接用三角视差法.早期测定太阳的距离是借助于离地球较近的火星或小行星.先用三角视差法测定火星或小行星的距离,再根据开普勒第三定律求太阳距离.1673年法国天文学家卡西尼(Dominique Cassini)首次利用火星大冲的机会测出了太阳的距离.
许多行星的距离也是由开普勒第三定律求得的,若以1AU为日地距离,“恒星年”为单位作为地球公转周期,便有：T2＝a3.若一个行星的公转周期被测出,就可以算出行星到太阳的距离.如水星的公转周期为0.241恒星年,则水星到太阳的距离为0.387天文单位(AU).
2.2.3恒星的距离
由于恒星距离我们非常遥远,它们的距离测定非常困难.对不同远近的恒星,要用不同的方法测定.目前,已有很多种测定恒星距离的方法：
(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

这是不一定的，最短距离还有可能是0，因为它们相撞了。一般天体系统中都有洛希半径，过了这个半径小星球就会被大星球撕碎，半径的大小由中心星球的质量决定。

测量某个星球与我们地球之间距离：

雷达遥测(radar ranging)
精确决定地球与太阳平均距离(一天文单位，1 AU)，是量测宇宙距离的基础。

由克卜勒定律 ，可以推算出金星与地球的最近距离约是0.28 A.U.。在金星最近地球时，用金星表面的雷达回波 时间，可找出(误差小於一公里)

1 AU = 149,597,870 公里≈1.5* 108 公里
测距适用范围：～1AU。

恒星视差法(stellar parallax)
以地球和太阳间的平均距离为底线，观测恒星在六个月间隔，相对於遥远背景恒星的视差 。恒星的距离d

d (秒差距，pc) = 1/ p (视差角，秒弧)
1 pc 定义为造成一秒视差角的距离，等於3.26 光年。地面观测受大气视宁度的限制，有效的观测距离约为100 pc (～300 光年)。在地球大气层外的Hipparcos 卫星与哈伯望远镜，能用视差法量测更远的恒星，范围可推广到1000 pc。

测距适用范围：～1,000 pc。

光谱视差法(spectroscopic parallax)
如果星体的视星等为mV，绝对星等MV，而以秒差距为单位的星体距离是d。它们间的关系称为距离模数

mV - MV = -5 + log10d
如果知道恒星的光谱分类 与光度分类 ，由赫罗图 可以找出恒星的光度。更进一步，可以算出或由赫罗图读出恒星的绝对星等，代入距离模数公式，即可以找出恒星的距离。

因为主序星的分布较集中在带状区域，所以光谱视差法常用主序星为标的。利用邻近的恒星，校准光谱视差法的量测。另也假设远处的恒星的组成与各项性质，大致与邻近恒星类似。误差常在25% 以上，。(注：本银河系直径约30 Kpc)

测距适用范围：～7Mpc。

例： 若某恒星的视星等为+15 ，其光谱判定为G2 V 的恒星‘i从赫罗图读出该星的绝对星等为+5 ，代入距离模数公式15 - 5 = 5 log d - 5 ，求出该星的距离d= 1000 pc = 3260 光年。

变星
位在不稳定带的后主序带恒星，其亮度有周期性的变化(周光曲线)，而综合许多变星的周光关系，可以发现变星亮度变化周期与恒星的光度成正比(参见周光关系) 。用来做距离指标的变星种类主要有造父变星(I 型与II 型)与天琴座变星。

测定变星的光谱类别后，由周光图可以直接读出它的光度(绝对星等)。由变星的视星等和绝对星，利用距离模数公式，

mV - MV = -5 + log10d
即可定出变星的距离。目前发现，最远的造父变星 在M 100，距离我们约17 Mpc。

测距适用范围：～17 Mpc。

超新星
平均每年可以观测到数十颗外星系的超新星。大部份的超新星(I 型与II 型) 的最大亮度多很相近，天文学家常假设它们一样，并以它们做为大距离的指标。

以造父变星校准超新星的距离，以找出I 型与II 型星分别的平均最大亮度。由超新星的光度曲线 ，可以决定它的归类。对新发现的超新星，把最大视亮度(mV) 与理论最大绝对亮度(MV) 带入距离模数公式，即可找出超新星的距离。

II 型超新星受外层物质的干扰，平均亮度的不确定性较高，I 型超新星较适合做为距离指标。

测距适用范围：> 1000 Mpc。

Tulley-Fisher 关系
漩涡星系的氢21 公分线，因星系自转而有杜卜勒加宽 。由谱线加宽的程度，可以找出谱线的位移量Δλ，并求出星系的漩涡臂在视线方向的速度Vr，

Δλ/λo = Vr/c = Vsin i/c
i 为观测者视线与星系盘面法线的夹，由此可以推出漩涡星系的旋转速率。Tulley 与Fisher 发现，漩涡星系的光度与自转速率成正比，现在称为Tulley-Fisher 关系。

量漩涡星系的旋转速率，可以知道漩涡星系的光度，用距离模数公式，就可以找出漩涡星系的距离。Tulley-Fisher 关系找出的距离，大致与I 型超新星同级，可互为对照。

注：现常观测红外线区谱线，以避免吸收。

测距适用范围：> 100 Mpc。

哈伯定律
几乎所有星系相对於本银河系都是远离的，其远离的径向速度可用都卜勒效应来测量星系的红位移 ，进而找出星系远离的速度。

1929年Edwin Hubble得到远离径向速度与星系距离的关系

哈柏定律

Vr = H*d
其中

Vr = 星系的径向远离速度

H = 哈柏常数=87 km/(sec*Mpc)

d = 星系与地球的距离以Mpc 为单位。

哈柏定律是一个很重要的距离指标，量得星系的远离速度，透过哈柏定律可以知道星系的距离。

例:

室女群(Vigro cluster) 的径向远离速度为 Vr ＝1180 km/sec， 室女群与地球的距离为 d = Vr/H = 1180/70 = 16.8 Mpc。
测距适用范围：宇宙边缘。

其他测距离的方法
红超巨星
假设各星系最亮的红超巨星绝对亮度都是MV = -8 ，受解析极限的限制，适用范围与光谱视差法相同。

测距适用范围：～7Mpc。

新星
假设各星系最亮的新星，绝对亮度都是MV = -8 。

测距适用范围：～20 Mpc。

HII 区
假设其他星系最亮的HII区之大小，和本银河系相当。(定H II区的边界困难，不准度很高)

行星状星云
假设星系行星状星云，光度分布的峰值在MV = - 4.48。

测距适用范围：～30 Mpc。

球状星团
假设星系周围的球状星团，光度分布的峰值在MV = - 6.5。

测距适用范围：～50 Mpc。

Faber-Jackson 关系、D-σ关系
Faber-Jackson 关系与Tulley-Fisher 关系类似，适用於椭圆星系。Faber-Jackson 关系：椭圆星系边缘速率分布宽度σ的四次方与星系的光度成正比。

D-σ关系：椭圆星系边缘速率分布宽度σ与星系的大小D 成正比。

测距适用范围：> 100 Mpc。

星系
假设其他更远的星系团，与室女星系团中最亮的星系都具有相同的光度MV = -22.83。

测距适用范围：～4,000 Mpc。
参考资料：http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/e_book/distance/distance.html

测量星球之间的距离：

三角视差法

测量天体之间的距离可不是一件容易的事。 天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级。离我们比较近的天体，它们离我们最远不超过100光年（1光年＝9.461012千米），天文学家用三角视差法测量它们的距离。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道的直径，依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了。稍远一点的天体我们无法用三角视差法测量它和地球之间的距离，因为在地球上再也不能精确地测定他它们的视差了。

移动星团法

这时我们要用运动学的方法来测量距离，运动学的方法在天文学中也叫移动星团法，根据它们的运动速度来确定距离。不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中移动的。在银河系之外的天体，运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离。

造父视差法（标准烛光法）

物理学中有一个关于光度、亮度和距离关系的公式。S∝L0/r2

测量出天体的光度L0和亮度S，然后利用这个公式就知道天体的距离r。光度和亮度的含义是不一样的,亮度是指我们所看到的发光体有多亮，这是我们在地球上可直接测量的。光度是指发光物体本身的发光本领，关键是设法知道它就能得到距离。天文学家勒维特发现“造父变星”，它们的光变周期与光度之间存在着确定的关系。于是可以通过测量它的光变周期来定出广度，再求出距离。如果银河系外的星系中有颗造父变星，那么我们就可以知道这个星系与我们之间的距离了。那些连其中有没有造父变星都无法观测到的更遥远星系，当然要另外想办法。

三角视差法和造父视差法是最常用的两种测距方法，前一支的尺度是几百光年，后一支是几百万光年。在中间地带则使用统计方法和间接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度达100亿光年数量级。

哈勃定律方法

1929年哈勃(Edwin Hubble)对河外星系的视向速度与距离的关系进行了研究。当时只有46个河外星系的视向速度可以利用，而其中仅有24个有推算出的距离，哈勃得出了视向速度与距离之间大致的线性正比关系。现代精确观测已证实这种线性正比关系

V = H0×d

其中v为退行速度，d为星系距离，H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值为0<h0<1）为比例常数，称为哈勃常数。这就是著名的哈勃定律。

利用哈勃定律，可以先测得红移Δν/ν通过多普勒效应Δν/ν=V/C求出V，再求出d。

哈勃定律揭示宇宙是在不断膨胀的。这种膨胀是一种全空间的均匀膨胀。因此，在任何一点的观测者都会看到完全一样的膨胀，从任何一个星系来看，一切星系都以它为中心向四面散开，越远的星系间彼此散开的速度越大。

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康马县13334233251： 星与星之间的距离有多远?? - ？
褒步盐酸： 宇宙中!人类使用光年来计算星球之间的距离!光一秒走约30万公里!光走一年称之为光年!所以一光年=30万公里*60*60*24*365=9460800000万公里

康马县13334233251： 星球之间的距离是怎样计算的? - ？
褒步盐酸： 三角视差法 测量天体之间的距离可不是一件容易的事. 天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级.离我们比较近的天体,它们离我们最远不超过100光年(1光年=9.461012千米),天文学家用三角视差法测量它们的距离.三角...

康马县13334233251： 星球和星球之间的距离可以拉近吗? - ？
褒步盐酸： 有的在拉近,比如银河系和仙女星系,又比如黑洞和周围的天体.哈博拍到一幅两恒星相撞的图,很有名.大部分都在远离

康马县13334233251： 星球之间的距离是怎样计算的? - ？
褒步盐酸：[答案] 三角视差法 测量天体之间的距离可不是一件容易的事.天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级.离我们比较近的天体,它们离我们最远不超过100光年(1光年=9.461012千米),天文学家用三角视差法测量...

康马县13334233251： 地球与太阳系中的各行星的距离? - ？
褒步盐酸： 水星:0.917亿公里(0.61AU)金星:0.414亿公里(0.28AU)火星:0.783亿公里(0.52AU)木星:6.29亿公里(4.2AU)土星:12.8亿公里(8.5AU)天王星:27.2亿公里(18.2AU)海王星:43.5亿公里(29.1AU)冥王星:70.5亿公里(47.1...

康马县13334233251： 宇宙中星球和星球之间的最短距离是多少 - ？
褒步盐酸： 这是不一定的,最短距离还有可能是0,因为它们相撞了.一般天体系统中都有洛希半径,过了这个半径小星球就会被大星球撕碎,半径的大小由中心星球的质量决定.

康马县13334233251： 太阳系八大行星彼此之间的距离? - ？
褒步盐酸： 天文单位(缩写的标准符号为AU,但也有人也写成au、a.u.或ua)是天文学上的长度单位,相当于149,597,871千米 (92,955,807英里)或大约是地球-太阳的平均距离.水星(0.4 天文单位),金星 (0.7 天文单位),地球(1 天文单位),火...

康马县13334233251： 天上某星球与某星球的距离是怎么算出来?比如地球到太阳的距离!地球的质量我们知道,,太阳的你知道吗?月球呢,呵呵,这个不好办吧!那就帮小弟算... - ？
褒步盐酸：[答案] 汗楼上的.星球的质量是用周期算出来的,所以对未知的星球,是不知道它的质量的. -------------------------- 先算出两天体与地球各自的距离与方位,然后解三角形得出 算某天体与地球的距离一般用视角差,即地球因为公转引起的与之的相对位移,会表...

康马县13334233251： 科学家是怎么算出一个星球离另一个星球距离几光年的? - ？
褒步盐酸： 一般来说,100光年以内的恒星,可以以更远的恒星作为背景,在地球冬天的时候对着它拍一张照,在夏天的时候再对它拍一张照.地球冬天和夏天的距离就是地球公转的半径.再利用两个角度,用三角测量法就可以计算出来. 至于100光年以外的,由于顶角太小了,别的测量方法就比较多了,比如先分析这个恒星的光谱,算出多普勒效应,计算出恒星运动的速度,再根据别的恒星的比较,用三角法计算出.恒星光谱线的位移显示恒星循着观测方向运动的速度,这种现象称为多普勒效应.

康马县13334233251： 宇宙中,星体之间的距离看似近邻,其实十分遥远. - ？
褒步盐酸： 你都提供了数据,要计算非常简单.26光年*9460800000000(一光年距离)=245980800000000(二十四万九千八百零八亿)公里.17光年*9460800000000(一光年距离)=160833600000000(十六万零八百三十三亿六千万)公里.无论它...