記憶法教練
一、三角視差法
定義:利用不同的觀測點,對同一個物體進行觀測,連線成等腰三角形,根據三角函數計算出等腰三角形的高即所測距離。
範圍:部分河內較近的恆星或者星系,大約300光年距離內。
方法:由於地球繞太陽公轉,所以一年測兩次,當地球分別位於近日點和遠日點時。當欲測恆星較遠,週年視差角過小,此方法不再適用。示意圖如下:
二、造父星法
定義:通過測定造父變星,進行造父變星所在星系的距離測定。造父變星是週期性脈動變星,它的亮度隨時間呈現週期性變化。
範圍:河內星系或者臨近的河外星系。
方法:首先利用三角視差法,測出地球附近的幾顆造父變星的距離。通過所測數據推導出周光關係(常用已知數據)。根據周光關係,可以計算出遙遠的造父變星的絕對星等,再根據其絕對星等和目視星等算出距離。
三、哈勃效應和宇宙紅移
定義:紅移指物體的電磁輻射由於某種原因波長增加的現象,跟機械波的多普勒效應類似。在可見光波段,表現為光譜的譜線朝紅端移動了一段距離,即波長變長、頻率降低。我們所測星發出的光產生宇宙紅移;哈勃定律:星系光線的紅移與他們的距離成正比。
範圍:超遠距離星系的測距。
方法:接收到遙遠光線確定出他們產生的紅移,根據哈勃效應計算出距離。
(圖片來源網絡,侵刪)
篇幅及能力有限,簡述上邊三種方法,讀者如果感興趣可以去自仔細查一下資料。還可以去了解一下,分光視差法、HR圖法、超新星法。
微言淺見,祝好。
黑洞家的鏟屎官
這是一個非常有趣的問題。
天文學當中的距離單位,除了比較出名的“光年”(光在一年中跑過的距離),還有天文學家在科研中常用的“天文單位”、“視差”、“秒差距”和“紅移”,下面結合題主問題主要講一下視差。
對於10光年遠的一顆恆星,我們一般通過三角測量的方法得到它的視差。視差的意思是說,如果選定一條基線,在基線兩端的分別看向觀測目標,目標相對於背景會有一個視覺上的位移,這個位移對應的角度大小就是視差。如果在眼前舉起一隻手指,分別閉上左眼和右眼,會發現手指在背景上的位置有一個移動,我們的兩眼就是利用視差的原理確定物體的遠近的。
因為恆星離我們很遠,所以即使以地球軌道直徑作為基線,恆星的視差也很小,視差的數值越小,說明這顆恆星離我們越遠。比如全天最亮的恆星天狼星,視差只有0.379角秒,天鵝座的天津四(就是經常和牛郎織女一起出現當燈泡的那顆星)的視差只有0.001角秒。好在我們現在測量視差的技術已經很成熟了,還有專門的衛星在太空測量遙遠恆星的視差,所以對於100光年左右的恆星,我們可以通過三角測量很好的確定它的視差和距離。
離我們100億光年遠的天體(通常是星系和星系團)用的是不同的測距方法,簡單來說是看譜線的紅移再結合宇宙學模型的方法來計算距離。也就是說,測量宇宙中的不同距離要用到不同的方法,就好比測量頭髮絲的直徑和測量足球場的長度要用不同的尺子一樣。
宇宙浩瀚無垠,個人水平有限。如有疏漏,請多指教。
喬小海
最近看頭條,老是被一些不相信科學的人弄的頭大,什麼核聚變1.5億度高溫用什麼材料裝啊,星星距離我們100億光年,如何確定不可理解啊。其實,科學家們不是人們心目中的書呆子,真正的科學家才是解決問題的實幹家。在普通人看來不可理解、無法解決的問題,科學界會用各種方法來解決。例如這一問題,答主在別處看到有人說總不能是科學家觀測了100億年吧?
不是的,星星和地球的距離不是觀測出來的,是推算出來的。在天文觀測中,人們發現一個現象,就是似乎所有的恆星都在遠離地球(只有極個別的在向地球方向靠近),越遠的星星遠離地球的速度越快,就像宇宙在不斷膨脹一樣(別說你肉眼怎麼看不出來)。而這個現象是通過對這些星星的星光進行光譜分析得出的,科學家發現星光譜線紅移各不相同,有的少一些,有的非常多,根據紅移的量,科學家就能計算出星星遠離我們的速度,進而根據哈勃常數推算出星星和我們的距離。
譜線紅移是一種多普勒效應:想象一下火車鳴笛朝你而來,你會感覺笛音偏高,火車鳴笛遠離你,你會感覺笛音偏低,根據聲音偏高或偏低的量,能夠計算出火車的速度。科學家發現光也存在這樣的現象,光源遠離我們,其光譜線會向紅外一端偏,速度越大,偏離就越厲害,這種現象叫光線紅移;光源靠近我們,其光譜線會向紫外一端偏,速度越快,偏離也越厲害,這種現象叫光線藍移(不叫紫移,其實是一樣的)。根據紅移或藍移的量,就能計算出光源的速度。
上面說的是天文觀測中的哈勃定律,有興趣的可以上網搜一下,自己也可以計算出來星星和你的距離(就是很簡單的乘除法)。根據哈勃定律,人們發現極遠處的星星似乎以光速遠離我們,宇宙當真大的不可思議!
在哈勃定律發現以前,人們只能推算少量星星和地球的距離,那是採取古老的三角定位測量方法,比如在夏至日觀測一顆星星在星空中的位置並記下來,到冬至日再觀測同一顆星星,利用視差計算。這相當於以地球繞太陽公轉直徑做三角形的底邊(3億公里),星星到地球的距離就是這個三角形的高。這種方法只能推算離地球比較近的星星的距離(大概幾十光年內吧),再遠點誤差就太大了,甚至根本就算不出來,因為更遠的星星,即使以這麼大的的三角形都看不出視差。
記憶法教練
許多我們平時使用的正確定理,在高速的情況下都是不成立的,甚至是錯的。因為我們生活的環境速度太低了。
測算光年的距離利用了兩個定理:1、光速不變定理。2、多普勒效應。
如果光譜發現是紅移,就是遠離;如果是藍移動;根據波長變化計算出來的。光速約30萬公里每秒,計算的時候為300000000米/s;別數了,八個零。
光速不變原理是通過實驗驗證到的,不管什麼光,在任何參考系中測量,在真空中的光的速度都是一個值。我們的日常生活經驗測量速度,舉個例子:我們在一個5m/s的車上以5m/s同向走動,我們在地面測算出人的速度是10m/s。
我們的計算公式是:V=v+u和V=v-u。速度同向相加,逆向相減,有夾角就進行矢量合成,我們都是這麼測算的,這個叫伽利略變換公式。我們從小學到高中都學了,考試的時候都是這麼算的。
但是這個公式是一個近似值,這個公式在接近光速的時候不成立。洛倫茲在這個公式加了一個修正變量。
邁克耳孫-莫雷實驗
為了驗證以太的存在,邁克耳孫-莫雷進行了實驗,但是上哪裡找速度這麼大的參考系呢?他們聰明的想到了地球,地球繞行太陽,速度非常大,和光速疊加效果肯定明顯。於是他們進行了實驗,但是結果卻震驚了他們。不管同向逆向如何弄,光速都是一個恆定值c。
他們懷疑是不是測量問題,檢查之後,發現沒問題。再測量還是如此。
天吶!光速恆定不變,伽利略變換公式錯了!
說到這個就要講一下一個洛倫茲變換:
v' = (v + u) / (1 + uv/c^2)
上面的洛倫茲變換公式中,c為光速,^2為平方。你會發現,這個公式符合實驗結果,而且v'永遠不可能大於c;光速像被焊死了一樣。
那麼有沒有可能達到光速呢,答案是:不能,但可接近。
m = m0 / sqrt(1 - v^2/c^2)
(上班了,空了再寫)
那麼多普勒效應是什麼呢?舉個例子,你聽見汽車呼嘯而來聲音拉長遠去,因為聲音波長變化,所以你聽到的不一樣。
嘟嘟讀讀
天文測距確實是非常專業的問題,個人是非專業人士,也就只有直接搬度孃的詞條來跟大家討論了……其實天文測距基本原理跟地面上一樣,就是找到合適的尺子,我們裁剪衣服會用到米尺,測量田徑跑道就會用到百米捲尺,而測量恆星、星雲、星系的距離也同樣因為遠近的不同而用到不同的尺子;
“三角視差法”的發現和運用
如果地球不是繞太陽運動的,那麼從地球上看同一個恆星就不會有方向上的差異。如果地球是繞太陽運動的,那麼從地球上觀測某一顆恆星時,由於地球在其軌道上位置的變化,就必然產生方向上的差異,也就一定會有視差出現,其實,它是相對於更遠的恆星有位移。自從哥白尼提出日心地動學說以後,許多人企圖觀測恆星的視差,以此來證名哥白尼學說是否正確。但是,自哥白尼提出“日心地動”說以後300年間,沒有人測出恆星的週年視差。因此,有人開始懷疑哥白尼學說是否正確。直到1837年—1839年,幾位天文學家終於測出了 恆星週年視差,這不僅建立了測量恆星距離的方法,同時也使哥白尼學說建立在更科學的基礎上。
恆星的星等相差很大,其本身發光強弱是原因,但距離的遠近更起著顯著的作用。較近恆星離我們的距離可以用三角方法來測量
,哥白尼時代由於它們的數值很小以及當時的觀測精度不高而沒有成功,直到十九世紀三十年代後半期,才取得成功。照相術在天文學中的應用使恆星距離的觀測方法變得簡便,而且精度大大提高。自二十世紀二十年代以後,許多天文學家開展這方面的工作,到二十世紀九十年代初,已有8000多顆恆星的距離被用照相方法測定。在二十世紀九十年代中期,依靠依巴谷衛星進行的空間天體測量獲得成功,在大約三年的時間裡,以非常高的準確度測定了10萬顆恆星的距離。測算相對近的星團還可以直接用“看”,而更遠的恆星,尤其是河外的星系就必須上“尺子”……這選尺子肯定最好是穩定不變的,可宇宙萬物都是在不停變化的,所以這尺子一定是要夠顯眼、夠穩定,就算有變化,其變化也呈穩定的週期變化。
量天尺“造父變星”是星系測距的關鍵
造父變星本身亮度雖然巨大,但是 不足以測量極遙遠星系核天體,能夠用來測量的河外星系較少,更遠的星系用1a型超新星測量,這類超新星是白矮星吸積伴星物質達到錢德拉錫卡極限後發生劇烈熱核反應爆炸形成,內稟廣度比較一致(但是仍有少量彌散,可用“菲利普斯關係”校正),成為造父變星的接力者。
看熱鬧不怕事大30
當地球位於太陽兩側,也就是相隔半年的位置上測量遠處恆星在天空背景上的移動,再利用地球的公轉半徑,是可以得出結果的。但這種方法只能測量距離比較近的恆星。對於距離比較遠的天體,還可以用別的方法,例如當恆星遠離我們時,多普勒效應會造成光譜紅移,測量紅移量也可以得出距離。又如,有一類恆星叫造父變星,它的特點是光變週期越長,絕對星等數值越小,也就是說,測量了它的光變週期,就可以得出其絕對星等,而目視星等和絕對星等間存在和距離相關的函數,也就是說,測量了造父變星的光變週期,就可以得出它的距離。這種方法常用在測量河外星系的距離上。因此造父變星有個外號叫“量天尺”。
目前比較普遍的是三角視差法。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,地球和太陽是這個三角形的另外二個頂點,那個天體與地球和太陽的連線會形成一個夾角,通過測量地球到那個天體的視角,就可以求出那個天體和地球的距離。夾角的單位是角秒,距離的單位是秒差距,角秒數和秒差距數互為倒數。
其他方法還有分光視差法、星團視差法、統計視差法、造父視差法和力學視差法等。
喵星人傳奇
假如我說星星距離我們多少多少光年,誰信?
人家科學家隨便說都有人信,反正又沒人能說得清,誰最權威誰說了算。
北國小野草
只能依靠光,通過光的亮度來確定距離,距離我們越近就越亮,越遠就越暗。在宇宙中我們選一些亮度穩定的恆星作為標準燭光,以此做為標準距離,通過換算獲得其它恆星的距離。至於標準燭光的距離是通過太陽的距離換算而來的。基本原理是根據亮度關係,通過已知距離換算未知距離。
謎一樣的目光
其實科學家的理論多數都是基於數據,還有就是結合前有論證而得出的答案,但這些也不一定是完全正確,因為為除了科學家自己以外,我們普通人並沒有能力證明他們說的是對是錯,以前,不管是相對論還是萬有引力,都曾有人提出異議,所以,我們現在得到的宇宙知識,只能說是一個概念。每年的諾貝爾獎,能得到提名的寥寥無幾,只有萬分之一都不到的科研工作者能突出貢獻,當然,我們不能否認他們這一群體的努力,但多數窮盡一生,都是碌碌無為的。
環擔山1
如果是河內星球,視差法也許就夠用了。就好比樓主如果輪流睜閉左右眼,看到的圖象略有差別一樣;地球在公轉軌道上的不同位置時,觀察到的星球位置也可能有細微變化。\n\n如果是距離更遠的,可以利用造父變星。好象是因為這類恆星因為本身核反應的問題,光亮程度有周期變化。也就是反過來可以通過亮度的變化週期,來推測其亮度。然後找幾個比較近的變星測一下,確定這個週期和絕對亮度的關係,就可以用來推算河外恆星有多遠了。\n就好比大家都知道一百瓦白熾燈很亮,所以如果看到遠處有個比較暗的燈,同時又確定了燈是一百瓦白熾燈,燈的距離大約也就可以估計出來了。