经典天体测量技术有哪些 中国古代常用的测量天体工具
古人怎样测量天体之间距离？科学家是如何测量天体间的距离的？有什么依据？测量天体的距离的方法有哪几种，天体的测量方法，天体测量学的天体的测距方法。
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中国古代常用的测量天体工具
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。
天文学家怎么知道天体长什么样
测定天体由近及远主要有以下几种方法，它们使用的距离越来越远，但是精确度也越来越差。
1.雷达波法：直接向天体发射雷达波，通过雷达被反射的时间确定距离。适用于太阳系内天体。
2.三角视差法：通过地球绕太阳的公转引起的观测天体位置的变化来确定天体的距离。适用于1000光年以内天体。
3.造父变星法：通过造父变星的亮度与光度变化周期之间的关系来确定天体的距离。适用于几百万光年以内（能分辨出一个星系内的造父变星）
4.光谱光度法：利用主序星的亮度和光谱类型的关系确定距离，适用于几千万光年以内（能辨编出蓝巨星——最明亮的主序星）
5.I型超新星法：I型超新星的亮度是一个定值，通过测定它来测定天体的距离（适用于所有能有I型超新星的星系，不过比较少）
6.哈勃定律法：通过天体退行速度和距离之间的关系来确定天体的距离（所有星系）。
天体之间的距离怎么计算
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：
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”。
作者： haj520520 2005-5-21 18:44 回复此发言
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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。
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天体半径是如何测量的
地球上的观测者至天体的空间距离。不同类型的天体距离远近相差十分悬殊，测量的方法也各不相同。①太阳系内的天体是一类天体，可用三角测量法测定月球和行星的周日地平视差；并根据天体力学理论进而求得太阳视差。也可用向月球或大行星发射无线电脉冲或向月球发射激光，然后接收从它们表面反射的回波，记录电波往返时刻而直接推算天体距离。②对于太阳系外的较近天体，三角视差法只对离太阳 100秒差距范围以内的恒星适用。更远的恒星三角视差太小，无法测定，要用其他方法间接测定其距离。主要有：分析恒星光谱的某些谱线以估计恒星的绝对星等，然后通过恒星的绝对星等与视星等的比较求其距离 ；分析恒星光谱中星际吸收线强弱来估算恒星的距离；利用目视双星的绕转周期和轨道张角的观测值来推算其距离；通过测定移动星团的辐射点位置以及成员星的自行和视向速度来推算该星团的距离；对于具有某种共同特征的一群恒星根据其自行平均值估计这群星的平均距离；利用银河系较差自转与恒星视向速度有关的原理从视向速度测定值求星群平均距离。③对于太阳系外的远天体测量距离的方法主要有：利用天琴座RR型变星观测到的视星等值；利用造父变星的周光关系；利用球状星团或星系的角直径测定值；利用待测星团的主序星与已知恒星的主序星的比较；利用观测到的新星或超新星的最大视星等；利用观测到的河外星系里亮星的平均视星等；利用观测到的球状星团的累积视星等；利用星系的谱线红移量和哈勃定律等。
计算天体质量的方法
测量宇宙的距离好像爬楼梯一样，从近距离到远距离一层一层的往上爬。而测量的距离的方法也好像接力赛跑者一样，各扮演着不同先后的角色，合力完成测量宇宙距离的任务。距离指标需要用前一阶指标来校准，自然地，不准确也逐渐累积，所以对愈大距离的天体，距离的不确定愈高。天文学家用来作为远距离指标的天体计有：新星、发射星云、行星状星云、球状星团、I 型超新星、星系…...其中，行星状星云与I 型超新星的亮度范围明确，亮度高，是较成功的远距离指标。远距离指标经常需要利用近距离指标来校准，各种量距离方式的关联性，可以用一倒立的“距离金字塔图（the distance pyramid）” 来表示。 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。由开普勒定律，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（误差小于一公里）1 AU = 149,597,870 公里≒1.5* 10^8 公里测距适用范围：～1AU。 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，相对于遥远背景恒星的视差。恒星的距离dd （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，等于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 卫星与哈勃望远镜，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。 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 + 5lgd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。 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RR型变星。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。 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。 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/ci 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。 几乎所有星系相对于本银河系都是远离的，其远离的径向速度可用多普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勃定律Vr = H*d其中Vr = 星系的径向远离速度H = 哈勃常数=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。 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，适用于椭圆星系。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。
