情緣份愛

經常聽到各種關於天文的報道，動輒距離上千上萬光年，對於如此遙遠的距離，科學家又是如何得知的呢。簡單一個字概括，就是“看”，用啥看？用望遠鏡看。不過，測量地月距離就不需要利用望遠鏡了，由於距離很近，直接採用電磁波測距就行了，由於電磁波的速度是光速，一來一回就可以計算地月距離了。

下文主要說說那些距離地球比較遠的天體，究竟是如何計算天體距離的。

恆星視差法：

這種方法在100秒差距之內是有效的，秒差距是一種距離單位，1秒差距等於3.261光年，因此，恆星視差法可以精確的計算326光年內的天體距離。以地球繞日公轉的軌道直徑為底線，這樣的話，可以根據不同時間觀測到的那顆恆星的視差，解三角形就可以得出那顆恆星距地距離。

光譜視差法：

這種方法在數百萬光年乃至一千萬光年以內都是有效的。利用望遠鏡觀察這顆恆星的顏色，找到它在赫羅圖裡對應的位置，就可以確定它處在恆星演化的何種階段，判定它的實際亮度有多少，即絕對星等。望遠鏡觀測到的亮度是視星等，知道了絕對星等（實際的亮度）以及視星等（在地球上看它的亮度），代入距離模公式，就可以計算出這顆星體距地球距離了。

造父變星：

造父變星是宇宙中表現較為奇特的恆星，它的亮度隨著時間呈現出週期性的變化，這是可以確定的線性關係。造父變星週期性的變大變小，這是由於它輻射壓力與引力不對等導致的，體型縮小的時候，光度變大，體型變大的時候，光度變小。

利用造父變星測距，與上面的方法類似，也要知道變星的絕對星等，由變星的視星等以及絕對星等代入到公式中就可以知道距離了。這種方法可以測量5000萬光年之內的距離。

超新星測距：

對於那些更為遙遠的天體，可以採用超新星測距的方法，簡而言之就是根據I型超新星爆發時候的亮度，I型超新星爆發時候的理論最大亮度是一定的，現在只要知道它爆發時候的最大視亮度就行了，大致的方法與上述是類似的，代入公式就可以知道距離。這種方法測量的範圍比較遙遠，可以測量數十億光年的範圍。

哈勃定律：

對於那些更為遙遠的星系，在測量距離時需要用到哈勃定律，根據觀測數據，可以得出紅移值，根據紅移值可以得出該星系遠離我們的速度，根據哈勃推導出來的公式，即哈勃公式，遠離的速度與距離是有一定關係的，代入公式就可以得知該星系距地距離了。此方法可以適用於遙遠的可觀測宇宙邊疆。

宇宙中天體眾多，在測量遙遠天體的距離時，天體一般指的是星系，因為單個恆星的發光能力已經不足以跨越如此遙遠的距離被我們看到了，在更遙遠的地方，哪怕是龐大的星系也只能看到微弱的光芒。天文學家得出的那些天文距離，並不是瞎猜的，數據的背後是有著龐大的觀測數據以及理論支撐的。

科學船塢

測量太陽系的其他行星或附近的恆星的距離，可以採用由古希臘人發明的視差計算法。所謂視差，是指從兩個觀察位置觀察同一物體時兩道視線所形成的夾角。在天文學中，測定視差的方法就是把兩個觀測點與被觀測的天體構成一個三角形，已知兩個觀測點連線(即基線)的長度，再從這兩個觀測點測出天體的方位(即三角形的頂角)，就能求出天體與地球的距離。基線越長，求得的結果就越精確。通常，在測量離地球較近的天體如月亮的距離時，可以用地球的半徑作基線，所測定的視差則稱為“週日視差”。如果要測定太陽系以外天體的距離，一般都以地球與太陽的距離為基線，所測定的視差稱為“週年視差”。用這種視差法測量相距8.6光年以內的天體非常準確，測量遠至1000光年的天體也能做到大體準確。

另一種測量恆星距離的方法是亮度\n\t\t\t\t\t\t\t\t\t\t\t\t測定法。一顆恆星可能因體積大、運動活躍或距離地球較近而顯得很光亮。只要分清星球的實際亮度和視覺亮度，就能從光亮度上準確測出恆星與地球之間的距離。本世紀初，天文學家按波長區分星球光亮，製成了光譜。他們發現，不同的恆星有不同的光譜特性。用分光鏡研究恆星的光譜，就能判斷該星的冷熱程度。這有助於天文學家辨別貌似暗淡的小星是否遙遠的活躍的巨星。只要把一顆星的光與另一顆已知距離、活躍程度相似的星進行比較，就能測量出這顆星與地球之間的距離。

金雕V

測量天體距離的方法很多，根據距離的不同，測量方法也是不一樣的。隨著天體距離的增加，測量誤差也會變得越來越大，下面簡單介紹幾種天體的測距方法。

（1）雷達反射法

對於太陽系中的大型天體，我們可以向其發射無線電波，等到電磁波被反射回來，通過測量往返時間就能就算出天體的距離。

（2）三角視差法

對於太陽系外的遙遠天體，無法使用雷達反射法。三角視差法是測量恆星的一種古老方法，其基本原理是利用地球公轉，使目標恆星產生視差的現象。為了測量某顆恆星的距離，先在某一時刻記錄下恆星在天空中的位置，等到半年之後，地球運動到太陽的另一側時，再次觀測這顆恆星的位置，由此可以計算出視差角度。由於日地距離已經知道，所以恆星的距離也就能夠計算出來。這種方法只能適用於數百光年之內的恆星，

（3）造父變星法

造父變星的光度變化具有周期性，並且週期的時長與其光度成正比。先通過三角視差法標定出造父變星的距離，之後通過測量造父變星的光變週期，就能計算出距離。這種方法的測量極限為數千萬光年。

（4）Ia型超新星法

由於Ia型超新星具有相同的形成過程，所以它們的光度都是一樣的。先通過其他方法標定出Ia型超新星的距離，之後通過測量Ia型超新星的亮度，就能計算出距離。這種方法的測量極限為10億光年左右。

（5）哈勃定律法

根據哈勃定律，遙遠星系的退行速度與距離成正比。因此，只要測出星系的紅移值，就能計算出它的退行速度，進而計算出距離。

火星一號

天文學家告訴我們

月球距離地球38萬公里，太陽距離地球1.5億公里，最近的恆星比鄰星距離地球4.22光年，37.5億年後就會撞上我們的仙女座星系現在距離地球254萬光年，目前人類文明的可觀測宇宙直徑是930億光年。

大多數人第一次看到上面的天體距離數據時總會不由自主的想，天文學家們是用何種辦法獲得這些數據的呢？

1.激光測距和電磁波測距

2.恆星視差法

在測定太陽系外恆星的距離時，天文學家用地球公轉軌道來做基線，由於地球軌道是一個橢圓軌道，因此地球位於軌道一側和另一側時星空中恆星的位置是會發生微小變化的，這時我們就能用三角視差法來測定恆星距離。

3.造父變星法

上世紀初埃德溫.哈勃就是通過分析造父變星確定了仙女座星雲其實是和銀河系一樣擁有大量恆星的螺旋星系。

4.哈勃紅移法

以上就是目前天文學家測定遙遠天體的主要辦法

宇宙探索未解之迷

人類測量地球到其他星球的距離有很多方法，具體採用那種方法，一般是根據所測星球到地球的距離在什麼範圍。

天文學家常用的方法有：三角視差法、分光視差法、星團視差法、統計視差法、造父變星視差法等。測定恆星與我們的距離，500光年內，用三角視差法；10萬年內用光度法；5億光年內用造夫變星為標準；更遠處的星系，只能由星系的紅移量用哈勃定理推算星系的距離。

1.三角視差法是一種利用不同視點對同一物體的視差來測定距離的方法。對同一個物體，分別在兩個點上進行觀測，兩條視線與兩個點之間的連線可以形成一個等腰三角形，根據這個三角形頂角的大小和已知底邊的距離，就可以知道這個三角形的高，也就是物體距觀察者的距離了。

例如，我們可以利用地球在公轉軌道上不同的位置，觀察同一顆恆星，並測量出地球兩位置點和恆星連線的夾角。因為我們知道地球到太陽的距離，這樣就可以算出恆星到地球的距離了。

2.分光視差法是分析恆星譜線以測定恆星距離的一種方法。以秒差距為單位的恆星距離r與它的視星等m（視星等）和絕對星等M之間存在下列關係： 　

5lgr=m-M +5

只要我們能測出這個星團中某一顆主序星的顏色，馬上就能知道它的光度，把光度和這顆星在天上看起來的視亮度加以對比，略作計算，我就能求出這顆星的，也就是這個星團的距離。

3.由於我國古代將“仙王座δ”稱作“造父一”，所以天文學家便把此類週期性改變光度的星，都叫做造父變星。科學家們經過研究發現，這些變星的亮度變化與它們變化的週期存在著一種確定的關係，光變週期越長，亮度變化越大。 人們把這叫做周光關係，並得到了周光關 \t\t\t\t\t\t\t\t\t\t\t\t系曲線。

既然我們能利用恆星的光度測量距離，以後在測量不知距離的星團、星系時，只要能觀測到其中的造父變星，利用周光關係就可以將星團、星系的距離確定出來。

4.天文學家哈勃發現，河外星系視向退行速度v與距離d成正比：

v = H0×d v為退行速度，d為星系距離，H0為哈勃常數。

哈勃定律有著廣泛的應用，它是測量遙遠星系距離的唯一有效方法：只要測出星系譜線的紅移，再換算出退行速度，便可由哈勃定律算出該星系的距離。

5.對於行星，我們用開普勒第三定律，進行計算就可以了：4π^2.a^3/T^2=G(M+m)，

式中M是恆星的質量，m是行星質量，a是軌道的半長軸，T軌道週期。

仰望星空

1）利用三角視差法（Trigonometric Parallax）。三角視差就是觀測者在兩個不同位置看到同一目標所觀察到的目標與背景之間的差別。由於地球繞太陽作週年運動，地球在軌道的這一側和另一側，觀測者可以察覺到天體方向的變化——也就是被觀察的天體對日地距離的視差角p：藉助一點初級的三角知識，大家可以得出：當p很小時，sin(p)趨近於p（以弧度計算），那麼被觀察的天體離太陽的距離d = 地球離太陽的距離（也稱天文單位AU）/ 視差角p。事實上，除了光年之外，天文距離也經常用“秒差距”（parsec）來表達，因為一秒 = 1度 / 3600 = (pi / 180)弧度 / 3600，所以1秒差距 = AU * 180 * 3600 / pi = 206264天文單位 = 3.2616光年= 308568億公里。然而，目前最好的Hipparcos衛星也只能觀察到不遠於500秒差距的星體，超出這個距離的，三角視差法就失效了。直接的方法不行，我們就用間接的方法。我們直接觀測到的星等稱為視星等（apparent magnitude ），如果把恆星統一放到10秒差距時所觀察到的星等就叫做絕對星等（Absolute magnitude）。絕對星等代表的是星體的絕對亮度，而視星等取決於絕對星等和距離。這樣一來，如果我們知道星體的絕對星等，再加上所觀察到的視星，距離是可以計算出來的：5log(10)(d / 千秒差距）= 視星等 - 絕對星等 + 5。問題是，我們怎樣知道所觀測星體的絕對星等呢？2）利用分光視差法（Spectroscopic Parallax）。從恆星光譜研究發現，同樣光譜型的恆星中總有幾條譜線的強度只隨光度而異。對於三角視差法測得出距離的恆星，可由其視星等和距離算出絕對星等，因而可做出以譜線強度為橫座標，以絕對星等為縱座標的歸算曲線。然後對於待測距離的同一光譜型恆星，先測量其譜線強度，再利用歸算曲線得出它的絕對星等。型：藍色，大於25000度B型：藍色，11000度至25000度A型：藍色，7500度至11000度F型：藍色到白色，6000到7500度G型：白色到黃色，5000到6000度

風暴看盤

人類瞭解天體是從近到遠的，首先知道太陽系中物體和地球的距離。為此，使用了開普勒第三定律。這表明對於太陽系中的任何物體，軌道週期(以年為單位)與軌道的平均半徑有關。這個時期可以很容易地通過晚上出去觀察行星或其他任何運動來確定。通過向離地球最近的火星或金星發送雷達脈衝知道距離，再按比例計算出地球與太陽的距離，其餘的行星也能算出來了。

出了太陽系的天體太遠了，雷達沒有任何用處。天文學家使用的是一種叫做視差(有時叫做三角視差)的方法。要在小範圍內觀察視差，將一根手指舉到你面前一臂遠的地方，先用左眼觀察，然後用右眼觀察。你的手指會相對於背景改變位置。具體多少取決於距離眼睛與伸出的手指之間的距離(稱為基線)。要在恆星上使用這種方法，我們需要最長的基線，也就是地球軌道的直徑。如果有一天晚上你給天空的某個區域拍了一張照片，六個月後又給同一區域拍了另一張照片，那麼天空中那個區域附近的恆星會相對於其他恆星稍微移動它們的位置。對於近幾百光年的恆星，視差可以用這種方法測量。太遠的恆星，位移太小而無法檢測。

為了看到更遠的距離，天文學家通常使用“標準燭光”方法。天體的表觀亮度既取決於它實際上有多亮，也取決於它有多遠。例如，如果100瓦的燈泡在10米之外，它看起來和5米之外的25瓦燈泡一樣亮。“標準燭光”是已知亮度的天體。如果測量它的表觀亮度，就能確定它有多遠。這可以用來確定任何距離，只要你還能看到你用作標準亮度的天體。例如，可以用視差的距離來確定正常恆星或被稱為“主序列”恆星的各種顏色的平均亮度。

這給了我們一個標準燭光亮度，可以測量我們銀河系中大約十萬光年以外的各種星團距離。 然後，在一些星團中，我們看到被稱為造父變星的恆星，它們的亮度隨時間以某種方式變化。它們的平均亮度取決於它們的週期，如果天文學家在一個已知距離的星團中看到一個，可以確定它的亮度，從而準確地確定亮度取決於週期，所以有了另一個標準燭光亮度。因為造父變星比主序列星亮，天文學家可以在更遠的地方使用它們，這樣我們就可以確定造父變星在附近星系中的距離，從而確定到這些星系的距離。這反過來允許天文學家確定更亮的標準蠟燭的亮度，等等。目前，最大的距離是從一種叫做超新星1a的爆炸恆星獲得的。它們的亮度幾乎是我們太陽的100億倍，並且可以在可見宇宙的邊緣看到。

軍機處留級大學士

三角測量法

很多朋友可能表示從來沒聽過這個測量方法，但是你在日常生活中肯定接觸過或者看到過。我們在一些抗日電視劇裡經常看到這樣一個畫面：炮手在開炮之前，通常要將右手大拇指豎起來，然後閉上一隻眼睛，緊接著再換另外一隻眼睛，就可以大概估算出目的地的距離，然後調整炮口的角度，再進行炮擊。這裡小炮手所使用的測量方法，就是這裡說的三角測量法。其原理也是非常的簡單，根據雙眼之間的距離，以及閉上左、右眼時所觀測的景象的距離，就可以通過數學運算計算出目標點的距離

但是這種測量方法也有其明顯的缺點，就是不能測量太過遙遠的物體，你可以自己試試用這種方法去測量夜晚的星星，答案就是無法得知結果。那麼這種方法是如何應用於天文學的測量的呢？其實啊，我們不能測量太過遙遠的原因就是我們兩眼間的距離太小了，和那些動輒幾百光年的遙遠恆星根本沒法比，那麼我們就需要一個更大的“眼睛”來幫助進行測量恆星的距離。看到這裡你有沒有想到更好的方法呢？

當然，早就有人想出更好的方法了。既然人眼的尺度太小，那麼可以將這個尺度擴大到地球大小不就能測量了嗎？在地球的兩極，或者說任何相對地心對稱的位置設置兩臺測量儀，將它們的仰角調到同一高度，然後通過對同一片天空的記錄，進行比對和調整，再測量出兩臺測量儀之間的“視差”，不就可以計算出恆星相對於地球的距離了嗎？可是隨著科學的進步，地球尺度的大小也開始不夠用了，有些星體的距離有幾億或者幾十億光年之遙遠，那麼又該怎麼辦呢？聰明的人永遠能想出特別的辦法。有人提出，在地球公轉軌道尺度上測量不就可以測更加遙遠恆星的距離了嗎？這裡舉個栗子：比如我在6月1日這一天在某一時刻記錄某一刻遙遠的恆星在天空中的位置，然後在1月1日這一天同一時刻再記錄那顆恆星在天空中的位置，比對兩張星象圖，就可以計算出遙遠恆星的距離。這裡以地球繞太陽公轉時兩個極端位置作為“人眼”，可以大概算出距我們幾十億光年恆星的距離。

這就是本次為大家帶來的回答，有任何關於天文的知識都可以私信我，或者在下面評論。

爐邊老郭

比如月亮，好的我們一個電磁波打過去反射回來測到時間差就OK了。

但是再遠的天體就不行了啊，反射回來的電磁波已經太微小實際上幾乎不可能測到了。

嗯我從近到遠說吧。

靠近地球的太陽系行星

現在我想測火星的距離了。怎麼辦呢

好在火星也不是很困難，我們只要足夠耐心就可以觀測得到火星的公轉週期，把它跟地球的公轉週期比較。

天文學

希望你已經注意到了，我們要算出地球火星的距離，似乎要先知道地球到太陽的距離才行。

那麼我現在說太陽的方法

地球到太陽

如果用電磁波反射來測太陽距離的話，除了被太陽亮瞎以外你什麼都得不到= =#

我儘量說清楚，所以耐心一些，這個距離是特別重要的！

現在的方法叫做視差法或者說三角法。

為了說明這個方向，現在你把自己的胳膊平舉到自己胸前，伸出大拇指，做個贊！

現在閉上左眼，用你的大拇指瞄準遠處的一個景物，比如一個房子A。

然後手臂不動，閉上右眼，睜開左眼。你會觀察到的大拇指瞄準到了另一個景物比如B。

這樣根據簡單的幾何關係，我們就可以得到：大拇指到A的距離除以A到B的距離，恰好等於大拇指到眼睛的距離除以左眼到右眼的距離。

這樣我們就可以通到其他三個距離算出你的大拇指到遠處景物的距離了。

呼...累死了喝口水

好了，地球到太陽距離距離的測量雖然複雜些。但大概也是這樣了。只是這時候的”大拇指“我們用的是金星，”左右眼“我們用的是地球上不同的城市。我們通過在地球上不同的城市記錄金星恰好運動到太陽邊緣的確切時間，換算成視差，帶入城市的距離，帶入金星的公轉週期和地球的公轉週期blablalba，把各種東西帶來帶去。最後我們就得到了地球到太陽距離了。

太陽系附近恆星

比如牛郎星，他距離我們16.8光年，先不說測不測得到反射回來的信號。就算測得到，你等33.6年孤獨一生去吧= =

說穿了這時候還是三角法和視差法，不過這時候的左右眼距離我們用的是地球到太陽距離。我們冬天在地球上測一下，然後地球繞太陽轉半圈到了夏天我們再測一下。得到視差帶入地球太陽距離，我們就算出牛郎星到地球距離了~

所以為什麼說地球太陽距離特別重要呢~

更遠的恆星

我們假設題主現在完全理解了我上面的答案，這時候題主同學覺得測這些個恆星距離真是一點挑戰都沒有人生真是孤獨啊╮(╯▽╰)╭

於是題主同學現在想測比如仙女座大星雲的距離，怎麼辦呢。

仙女座大星雲290萬光年，這時候地日距離這個左右眼太小了，以至於根本就不可能看到任何差別。三角法在這個尺度也失效了。

當然，聰明伶俐的題主可能受到啟發說我們可以現在測一下，等太陽系運動到銀河系另一邊的時候我們再測一下？

嗯，這個方法是可行的而且很不錯，如果到時候人類文明還在。

咳咳，我們現在介紹造父變星 測距法

這個方法特別簡單但是特別強大！令人讚歎

所謂變星，就是亮度不是恆定而是一閃一閃的恆星。造父變星是變星當中的一種。

造父變星的牛逼之處就在於，他發光的總量和它一閃一閃的週期是嚴格的線性關係。

什麼意思呢？

也就是說我們呆在地球的辦公室，測出造父變星一閃一閃的週期，我們就知道了它發光的總量，發光的總量以一個球殼的形式向宇宙空間發散出去，越遠越暗。於是我們抬頭再看一眼那顆星星實際上有多亮。然後我們就知道距離了！

什麼什麼，我們在測仙女座大星雲不是測神馬變星？

找一顆仙女座大星雲的造父變星就好啦~(≧▽≦)/~！

正是因此造父變星也叫做宇宙的燈塔~

更遠更遠更遠的...

我們現在來一個一百億光年外的類星體。

在這個尺度下，我們已經不可能看到單獨的恆星了，於是造父變星法撲街

那麼我們還有辦法麼？

有的！

這個方法叫做哈勃效應和宇宙學紅移 。

哈勃效應說的是：我們的宇宙在膨脹，離我們越遠的天體遠離我們的速度越快。

宇宙學紅移的意思是：因為哈勃效應越遠處的天體在越快的離開我們，這樣子他們發射的光的頻率就會越來越往低頻端移動。簡單理解就是越遠的東西變得越紅了。

由於原子結構，天體的光譜是有自己的”指紋“的。

就是說我們大概知道哪個頻率應該有光哪個頻率應該沒有。

這樣的話

我們就可以知道類星體的光到底紅了多少

於是我們帶入哈勃常數，就知道大致距離了~

總而言之，我們的測量技巧還在不斷髮展著~回頭一路看過來，每一步都是人類智慧雕刻的藝術品，賞心悅目~

量子小飛豬

星系是一個巨大的系統，在引力作用下，恆星、氣體、塵埃、暗物質和輻射等聚集在一起。根據星系的類型不同，通常包含百萬到萬億顆恆星，有些星系的中心還有強烈的活動現象，輻射出巨大的能量，這使得在很遙遠的地方也能看到星系。

看到意味著我們接收到了來自星系的光（電磁波）信號，之後我們就會分析這些信號，來確定該星系到地球的距離。如果星系比較闇弱，我們就會用盡可能大的望遠鏡、儘可能長的曝光時間，來增加電磁波信號的強度，從而得到更多關於闇弱星系的信息。

離我們比較近的星系，比如大小麥哲倫雲、仙女星系、M32、M33、NGC6822、IC1613等等，因為離得近我們可以看到星系當中較亮的恆星，如果這些恆星的發光方式有明顯的特點，就可以通過測量星系當中某顆恆星的距離來確定整個星系的距離。就好比漆黑的夜晚，我們看到遠處有光，如果我們能夠根據光的特點看出來是菸頭、手電筒還是探照燈，那麼根據這三者不同的亮度，我們大概就可以確定這光離我們的距離了。

具體天文學上面，有的恆星的亮度會週期性的變化，叫做變星，我們可以通過週期來確定亮度，最後確定距離，這種方法大概可以測到幾千萬光年遠的星系。有一種星系的自轉速度和亮度有關係，所以我們可以通過測量星系當中某個天體的速度來確定整個星系的亮度，最後也能得到距離，這種辦法可以測量幾億光年遠的星系。有種恆星會發生爆發，爆發時亮度甚至相當於一個普通星系，如果幾十億光年的遠的星系當中有這種爆發，我們就可以知道具體的距離了。再遠一些，我們可以根據光譜的紅移，用哈勃定律和宇宙學模型來算距離。

宇宙浩瀚無垠，個人水平有限。如有疏漏，請多指教。

關鍵字: 電磁波 地球 科學