1樓：手機使用者
三角視差法 測量天體之間的距離可不是一件容易的事。 天文學家把需要測量的天體按遠近不同分成好幾個等級。離我們比較近的天體，它們離我們最遠不超過100光年（1光年＝9.
46萬億1012公里），天文學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於一個特大三角形的頂點，地球繞太陽公轉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它們的視差了。
]計算示例 河內天體的距離又稱為視差，恆星對日地平均距離（a）的張角叫做恆星的三角視差(p)，則較近的恆星的距離d可表示為：sinπ＝a/d 若π很小，π以角秒錶示，且單位取秒差距(pc)，則有：d=1/π 用周年視差法測定恆星距離，有一定的侷限性，因為恆星離我們愈遠，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，至今用這種方法測量了約10，000多顆恆星。 天文學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。三種距離單位的關係是：
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樓：霹侏箴蘣珁扴攪
一定要垂直，太陽-恆星的位置是不變的，相對來說邊的只是地球，地球執行到某兩個點的時候就可以與恆星垂直，那時候就可以測量了。
為什麼要用視差和三角測量法計算天體之間的的距離？快快快求求求
3樓：天頂星
1.測量天體間的距離是人類探索宇宙的本能，也是天文學上非常重要的課題（形而上學的內容，不再贅述）。
2.長期以來，人類無法測定出太陽以外，其他恆星的距離（否則古希臘人，阿拉伯人，中國人早就測定了）。
3.隨著望遠鏡的發展，觀測精度的提高，並且因為日心說的創立，為三角視差法打下了實驗以及理論上的依據。前者可以測定更小的角度差，達到0.
x″，這是肉眼的23″所無法比擬的。日心說的確立證明了地球繞太陽的公轉，我們能用的量天尺，從拘泥於地球到了地球繞太陽軌道的範圍（1.2萬千米-1.
5億*2千米），可以測量天體距離的尺度大大增加。
為什麼當年用這樣的方法而不用其他方法？首先這種方法可以使用，原理簡單而且直觀明瞭。其次是當時也沒有其他的方法，包括今天對於近距恆星最有力的測量方法，還是三角視差法。
「會什麼會有xx」，這類問題最難回答。上述內容，僅供參考。
天文測距
4樓：
1.三角視差法，主要用於測量距地球較近的恆星。
2.造父變星法，用於測量球狀星團和較近的河外星系。
3.ia型超新星，用來測量河外星系。
4.哈勃定律，用來測量非常遠的星系。
5樓：匿名使用者
視差法：通過不同時間天體與背景星空的位置差異大小，測出距離，適用於3000光年以內的天體
2.造父變星法，用於測量球狀星團和較近的河外星系3.ia 超新星：ia超新星的亮度都相同，因此通過所發現的ia超新星的觀測亮度，可以間接推測出超新星所在星系與地球的距離
4：哈勃定律：通過光譜測出天體紅移，根據哈勃定律間接求出它與地球的距離
6樓：量子海洋
三角視差法
河內天體的距離又稱為視差，恆星對日地平均距離（a）的張角叫做恆星的三角視差(p)，則較近的恆星的距離d可表示為：
sinπ＝a/d
若π很小，π以角秒錶示，且單位取秒差距(pc)，則有：d=1/π
用周年視差法測定恆星距離，有一定的侷限性，因為恆星離我們愈遠，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，至今用這種方法測量了約10000多顆恆星。
分光視差法
對於距離更遙遠的恆星，比如距離超過110pc的恆星，由於周年視差非常小，無法用三角視差法測出。於是，又發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恆星的譜線強度去確定恆星的光度，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.
移動星團法
這時我們要用運動學的方法來測量距離，運動學的方法在天文學中也叫移動星團法，根據它們的運動速度來確定距離。不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恆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，運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離。
造父視差法（標準燭光法）
物理學中有一個關於光度、亮度和距離關係的公式。s∝l0/r2
測量出天體的光度l0和亮度s，然後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光體有多亮，這是我們在地球上可直接測量的。光度是指發光物體本身的發光本領，關鍵是設法知道它就能得到距離。
天文學家勒維特發現「造父變星」，它們的光變週期與光度之間存在著確定的關係。於是可以通過測量它的光變週期來定出廣度，再求出距離。如果銀河系外的星系中有顆造父變星，那麼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星系，當然要另外想辦法。
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，後一支是幾百萬光年。在中間地帶則使用統計方法和間接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度達100億光年數量級。
超新星法
許多觀測表明，ia 型超新星是一種理想的標距天體。如在 3 個星系中各觀測到 2個超新星，同一星系中 2 顆超新星到達極大亮度時的視星等平均僅相差0.1 等。
這 2 個超新星的亮度受星際消光影響很可能不一樣，故它們極大視星等的差異應小於 0.1等。後來利用所發現的造父變星對這些星系中的 ia 型超新星光度作絕對定標，發現它們在v 和 b 波段上最亮絕對星等分別為
mv = -19.52±0.07
mb= -19.48±0.07
其他距離絕對測定對這些超新星光度進行定標後，也證實了上述結果是可靠的。
超新星起源於大質量恆星演化晚期的**，物理過程相對比較簡單，可以建立理論模型來加以描述，再與觀測資料作詳細比較，便可推算出超新星最大亮度時的絕對星等, 如 b 波段的結果是mb = -19.4±0.3 , 與實測數值符合得非常好。
哈勃定律方法
哈勃指出天體紅移與距離有關：z = hd /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，其值為50～80千米／(秒·兆秒差距)。根據這個定律，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。
2023年哈勃(edwin hubble)對河外星系的視向速度與距離的關係進行了研究。當時只有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係。現代精確觀測已證實這種線性正比關係
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 利用哈勃定律，可以先測得紅移δν/ν通過多普勒效應δν/ν=v/c求出v，再求出d。 哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星系來看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠的星系間彼此散開的速度越大。 我這兒有一個ppt，如果需要的話可以發給你 7樓： 確切說是其他星系與我們小求求的距離 方法好多的哦，利用造父變星什麼的，但是最好是自己去旅遊一趟 ~~ 有個關於天文學家測量星體距離的問題。 8樓：匿名使用者 地球出發 首先來說說視差。什麼是視差呢？視差就是觀測者在兩個不同位置看到同一天體的 方向之差。我們來做個簡單的實驗：伸出你的右手拇指，交替閉合和睜開雙眼，你會 發現拇指向對於背景左右移動。這就是視差。在工程上人們常用三角視差法測量距離 。如圖，如果我們測量出∠α、∠β和兩角夾邊a（稱作基線）， 那麼這個三角形就 可以被完全確定。 天體的測量也可以用三角視差法。它的關鍵是找到合適的邊長a——因為天體的距 離通常是很大的——以及精確測量角度。 我們知道，地球繞太陽作週年運動，這恰巧滿足了三角視差法的條件：較長的基 線和兩個不同的觀測位置。試想地球在軌道的這一側和另一側，觀測者可以察覺到恆 星方向的變化——也就是恆星對日－地距離的張角θ（如圖）。圖中所示的是週年視 差的定義。通過簡單的三角學關係可以得出： r=a/sinθ 由於恆星的周年視差通常小於1°，所以（使用弧度制）sinθ≈θ。如果我們用角 秒錶示恆星的周年視差的話，那麼恆星的距離r=206 265a/θ。 通常，天文學家把日－地距離a稱作一個天文單位（a.u.）。只要測量出恆星的周 年視差，那麼它們的距離也就確定了。當然， 周年視差不一定好測。 第谷一輩子也 沒有觀測的恆星的周年視差——那是受當時的觀測條件的限制。 天文單位其實是很小的距離，於是天文學家又提出了秒差距（pc） 的概念。也就是說，如果恆星的周年視差是1角秒（1/3600秒），那麼它就距離我 們1秒差距。很顯然，1秒差距大約就是206265天文單位。 遺憾的是，我們不可能把周年視差觀測的相當精確。現代天文學使用三角視差法 大約可以精確的測量幾百秒差距內的天體，再遠，就只好望洋興嘆了。 星等的關係 星等是表示天體相對亮度的數值。我們直接觀測到的星等稱為視星等，如果把恆 星統一放到10秒差距的地方，這時我們測量到的視星等就叫做絕對星等。視星等（m） 和絕對星等（m）有一個簡單的關係： 5lg r=m-m+5 這就意味著，如果我們能夠知道一顆恆星的視星等（m） 和絕對星等（m），那麼 我們就可以計算出它的距離（r）。不消說，視星等很好測量，那麼絕對星等呢？很幸 運，通過對恆星光譜的分析我們可以得出該恆星的絕對星等。這樣一來，距離就測出 來了。通常這被稱作分光視差法。 絕對星等是很有用的。天文學家通常有很多方法來確定絕對星等。 比如主星序重疊法。如果我們認為所有的主序星都具有相同的性質。那麼相同光譜 型的恆星就有相同的絕對星等。如果對照太陽附近恆星的赫羅圖，我們就可以求出遙 遠恆星的絕對星等，進而求出距離。 造父變星是一種性質非常奇特的恆星。所謂變星是指光度週期性變化的恆星。造 父變星的獨特之處就在於它的光變週期和絕對星等有一個特定的關係（稱為周光關係 ）。通過觀測光變週期就可以得出造父變星的絕對星等。有了絕對星等，一切也就好 說了 造父變星有兩種：經典造父變星和室女座w型造父變星， 它們有不同的周光關係 。天琴座的rr型變星也具有特定的周光關係，因此也可以用來測定距離。這種使用變 星測距的方法大致可以測量108秒差距的恆星。 向紅端移動 人們觀測到，更加遙遠的恆星的光譜都有紅移的現象，也就是說，恆星的光譜整 個向紅端移動。造成這種現象的原因是：遙遠的恆星正在快速的離開我們。根據多普 勒效應可以知道，離我們而去的物體發出的光的頻率會變低。 2023年，哈勃（hubble，e.p.）提出了著名的哈勃定律，即河外星系的視向退行 速度和距離成正比：v=hd.這樣，通過紅移量我們可以知道星體的推行速度，如果哈勃 常數h確定，那麼距離也就確定了（事實上，哈勃太空望遠鏡的一項主要任務就是確定 哈勃常數h）。 這樣，我們就可以測量到這個可觀測宇宙的邊緣了。 回到地球 不過還是有一個問題，這種天文學的測量如同一級一級的金字塔，那麼金字塔的地 基——天文單位到底是多少呢？如果測量不出天文單位，其他的測量就都成了空中樓 閣 天文單位的確是天文測量的基石。20世紀60年代以前，天文單位也是用三角測量法 測出的，在這之後，科學家使用雷達測量日－地距離。 雷達回波可以很準確的告訴我們太陽裡我們有多遠，這樣一來，天文學家就可以大 膽的測量遙遠的星辰了。 1 在數軸上，表示 5的點在原點的 左 側，距離原點 5 個單位長度 表示5 的點在原點的 右 側，距離原點 5 個單位長度。2 數軸上，到原點的距離等於2.5個單位長度的點所表示的數是 2.5或者 2.5 3 數軸上，與3所對應的點距離5個單位長度的點所表示的數是 2或者8 二 選擇題。1 下列說...填空題。在數軸上，表示5的點在原點的側，距