卡洛琳娜

每當發現新的天體或者天文事件時，天文學家總會告訴我們這個天體離地球有多少光年。既然光速是已知最快的速度，那麼，天文學家如何在短時間內知道天體離地球有多少千光年，多少百萬光年，甚至多少億光年呢？

對於遙遠的太陽系外天體，我們不可能向那些天體發射光，比如無線電波，然後等待光反射回來，再通過時間差來算出天體的距離。因為光速是有限的，天體離地球又非常遙遠，我們在時間上等不起。而且人類也無法發出功率非常高的光，我們不可能測到被反射回來的極其微弱的光。

事實上，由於天體能夠發出光，當這些光跨越星際空間來到地球上時，我們通過接收這些光就能測出天體的距離，不管它們離地球有多遠。

對於距離地球幾百光年的恆星，可以通過三角視差法來測量。想象一下，伸出一隻手到眼睛的正前方，並且豎起一根手指頭，然後分別單獨用左眼和右眼來觀測手指頭。可以看到，兩隻眼睛看到的手指頭方位是不一樣的，手指頭相對於背景發生了移動，這就是視差。

同樣的道理，當地球分別處於太陽兩側時，我們時隔半年來觀測同一顆恆星，就會發現它相對於背景星空的位置發生了變化。只要測出視差角，再根據日地距離和三角函數，就能算出恆星與地球的距離。

另外，對於處在主序星階段的恆星，可以根據光譜分析來確定它們的距離。宇宙中還有特殊的造父變星，它們的光度變化具有周期性，並且能夠與距離相聯繫上。通過造父變星這種“量天尺”，甚至還能夠測出河外星系的距離，當年仙女座星系就是這樣被哈勃首次確定為河外星系。

對於那些數億光年外的星系，需要通過非常特殊的Ia型超新星來測量距離。而那些遠在數十億甚至上百億光年之外的星系，只有通過哈勃紅移法才能測出來。因為宇宙空間在均勻膨脹，通過星系光譜的紅移值可以確定它們的退行速度，再由哈勃定律可以算出距離。

通過哈勃紅移法，天文學家確定了最遠星系GN-z11的距離可達134億光年，這意味著我們現在接收到的光是這個星系在134億年前發出的。因為光在1年的時間裡傳播1光年的距離，所以只要知道距離，就能知道光是什麼時候發出的。

不過，對於遙遠的星系，由於空間膨脹導致它們的退行速度非常快，有些甚至超過光速，它們現在早就不在當年發出光的位置。例如，GN-z11星系經過134億年的退行，目前已經運動到了320億光年之外。

火星一號

這個問題很有意思。

天體距離的測量方法有很多。

當距離很近的時候，比如月球和地球之間，我們可以用電磁波的形式，發射個電磁波過去，然後等著回收，我們知道電磁波的速度為光速，時間又知道了，地月間的距離也就出來了。

但當測量更遠的天體，電磁波雖然是光速，也顯得慢了，這時候，就要變化思路，使用三角視差法。如下圖：

當地球分別在太陽的兩端，我們要觀測的恆星跟地球會形成的一個夾角，角度為P。我們已經知道了太陽和我們的距離，三角形只到了一個邊長，一個對角角度，求另外兩個邊的長度這麼簡單的數學題，就不用再說了吧。

三角視差法反對於較近距離的天體觀測是非常好用的。但是當著天體離得我們太遠，這個方法就不能用了。

這個時候聰明的科學家們找到了另一個方法：造父變星測距法。

所謂變星，就是宇宙中明暗變化非常有規律的恆星，它們是地球人的量天尺。

為什麼這麼說呢？

它們的星等（亮度）和光變週期（亮度變化週期）之間有一種確定的關係——周光關係，即光度越大，光變週期越長。

不扯聽不懂的，簡單來說，這就像兩盞燈，一盞離你100米，亮度是1，另一盞燈你不知道它有多遠，但是你知道它的亮度是0.5，好了，這時候你就可以斷定，第二盞燈是在離自己200米的地方。（這只是一種簡單的比喻，如上，變星不都是一樣的）

變星，是人類在宇宙中尋找到的指路燈塔。

如果再遠一點，遠到我們都看不到恆星了，這時候造父變星也沒用了，怎麼辦呢？

科學家們還有辦法，那就是光的紅移。

有個哈勃效應，說的是：宇宙在膨脹，所以，離我們越遠的天體，遠離我們的速度就越快。

而光的紅移是指，天體離開我們的速度越快，那麼來自它的光的頻率就會越低，大白話理解，就是離得越快，它的光越紅。

當科學家們知道來自它的光到底紅了多少，然後代入公式（哈勃常數），就能得出距離了。

不得不說，科學家們都是人類之光，實在腦袋瓜子太聰明瞭！

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科學重口味

要知道遙遠的星光，是從多遠射過來的？其實有很多辦法。這些辦法，在天文學上，充當著不同尺度的“量天尺”。簡單來了解下吧！

第一種：古老的三角形視差法。

早在地球航海時代，人們為了繪製地圖，就發明了運用三角形特徵的遠距離測量方法。基本原理如下：一個三角形，如果底邊的長度已知，兩個底角也已知，就可以計算出目標頂點到底的距離。底邊的長度越長，其計算的精度也就越高。因此，我們只要選擇一個足夠長的已知直線段距離，然後在其兩端觀測遠處的目標，獲得兩端觀測的視角，就能運用三角形的結構法則計算出距離了，這就是古老且有效的三角形視差法。

如果要測算月球到地球的距離，就必須把底換成地球的直徑，才能得到比較靠譜的精度。在地球的兩端分別用一個望遠鏡同時觀察月亮，分別獲取兩端的視角後，就能計算出地月距離了。

而要計算恆星到地球的距離，地球的直徑顯然也就不夠用了。這時一般會利用地球公轉的直徑作為三角形的底邊。一般夏天用望遠鏡觀察一下目標恆星獲得視角，當地球轉到太陽另一邊，也就是冬天時，再測一次目標恆星的視角，這樣就可以計算目標恆星到地球的距離。

第二種：標準燭光法。

對於更遠的距離，天文學家想到，可以一個已知距離恆星的光亮為標準，然後對比其他天體與之的明暗關係，來估算其距離。

這當然首先要進行大量的觀察，然後再運用統計學就能獲得光亮與距離之間的對應關係。而天文學上，有兩套描述星光亮度的系統。

一套叫做視星等。

天文學家把夜空中比較亮的織女星（距離地球約25光年）作為參考標準，把它的亮度定義視星等為零。所有視星等為負數的星星都比織女星亮，而視星等為正數的星星則比織女星暗，而且每一等之間的亮度大約差2.5倍。

比如，一顆視星等為–1.0的星星的亮度是織女星亮度的2.5倍，而對一顆視星等為+2.0的星星來說，織女星的亮度是它的6.25倍（也就是2.5×2.5）。

這樣根據不同星星的視星等，我們是否就能估算出它們與我們的距離了呢？還不能，因為有些星星只是反射光，有些是自己發光，而且不同的恆星光源的強度也不同。

於是，天文學家又提出了一套系統，叫“絕對星等”。

這個方法就是假設把一顆恆星放到32.6光年的地方，然後測量它的視星等，絕對星等描述的是恆星真實的亮度，每一等級之間亮度差距當然與視星等一樣。

比如，天狼星的視星等是-1.47，但絕對星等是1.42，也就是說天狼星看上去亮是因為離我們近。而獵戶座參宿七視星等是0.12，絕對星等卻是-7.84，所以它是一顆距離我們很遠且超亮的恆星。

既然知道了星星們的發光強度，又知道了光亮隨著距離的遞減程度，當然就能計算出星星與我們的距離，但這個辦法也僅僅對銀河系內的星星有效。

第三種：宇宙紅移

如果更遠，要測量星系與星系之間的距離，天文學家們也有辦法。

這個辦法最早由哈勃發現。首先，我們知道星系都會發射幾種固定的光譜，這些光譜就像是星系的“指紋”。

遠離我們的星系，它們的光譜線就會紅移（光的波長被拉長），哈勃當時認為這是多普勒效應，但現在我們知道，這不是多普勒效應而是宇宙膨脹導致的。所以說，哈勃也算“歪打正著”地的提出了著名的哈勃定律：星系推行速度與距離成正比，其比值就是哈勃常數。

所以只要知道遙遠星系的紅移程度，我們就能估算出它們與我們之間的大致距離。

總結

原來我們只能測量方寸之間，現在我們已經開始測量浩瀚的星空。從天文學上“量天尺”的逐步升級就可以看出來，科學是無數代人一點一點積累的產物，是人類創造出來的最無法估量的傳承之力。

想法捕手

首先說明一下，這個問題問得不是很嚴謹，更準確點得說法是，怎麼通過這所謂得“一束光”去判斷髮光源距離我們有多遠，畢竟光年是個距離單位。

在這裡，我們瞭解一下關於天文測距的一些知識。測量宇宙中任何一個天體與地球的距離，最直接的方法是三角測量法，即視差測定。但這個方法對於宇宙尺度來說太侷限了，只能測定400光年以內的距離，再遠就實在測不出來了，因為視差實在是太小了。隨著天文學的發展，現在的天文學家用的準確度相對很高的一個方法是“造父變星”測距法。造父變星又是什麼？

這裡，我們應該紀念一下一位身殘志堅的英國青年古德里克，雖然他的生命只有22年，而且還是個聾啞人，但上帝給了他一雙超強的眼睛，18歲的時候，他僅憑一雙肉眼，就測定了被稱為魔星的英仙座β星的亮度變化週期為2天20小時49分8秒，確實是火眼金睛啊，不但測量準確得讓人驚訝，他還指出這是由一亮一暗兩顆恆星組成的雙星系統。在他去世前，他還發現了另外兩顆著名的變星，仙王座δ（中文名造父一）和天琴座β（浙臺二），其中以仙王座δ星為代表的本身光度就在變化的星星我們稱之為“造父變星”。到了1908年，美國女天文學家李維特（也是一位聾啞人，敬意獻上）通過對造父變星的研究發現，造父變星的亮度與光變週期之間存在著數學關係，也就是說，我們只需測定出一顆造父變星的光變週期，就能通過經驗公式求出這顆星的絕對亮度值，然後再根據視亮度與距離的平方成反比的規律，測定出視星等，從而算出距離。

所以，“一束光”不足以讓我們判斷光源的遠近，我們得綜合得看，畢竟這不是一元一次方程！

清明的星空

科學家怎麼知道光線是從多少光年外的星體上發出的？

測距這是一個由來已久的話題，從古代的記裡鼓車道現代的激光測距，時代在進步，它的本質並沒有變，一個記錄輪子滾過的距離，另一個則記錄光跨越距離的時間，計算出與目標之間的距離，但有一個問題，如何測出星星的距離？

日地距離測量？

日地距離測量似乎是一件很簡單的事情？你想得沒錯，太陽天天見，我們只要在地球上找兩個距離相隔最遠、能同時看到太陽地方，然後確定兩點間距離，同時測量太陽的視角，根據三角函數即可計算出太陽的距離，事實上這個方法可行，但由於底邊太小導致測量出來的角度幾近誤差，導致整個距離非常不準（大約在公元前一世紀的《周髀算經》就介紹了這個方法）。

近代對於日地距離的測量五花八門，但精度不一而足，最精確的測量方法是1726年哈雷就提出的：不同地點觀測金星凌日來測量日地距離的方法。

這裡借用火星菌的圖說明下（請火星菌原諒），當然這需要精確的觀測資料，1769 年5月23日，在歐洲天文學家與在塔希提島的庫克船長合作觀測下，得到了精確的觀測資料，1771年，法國天文學家拉朗德（Lalande）根據這次精確的觀測資料，計算出日地距離約為 1.52～1.54億千米，跟現代測量的平均距離149597870千米非常接近，誤差不到3%。

現代天文測量日地距離則是在東西大距時用雷達測得與金星的準確距離，再通過三角函數計算出日地距離（太陽表面都是等離子體，而且都是全頻帶干擾，因此無法用雷達測距）。

太陽系行星距離測量

距離不遠的行星都可參考現代測距方式，雷達，這個很簡單，計算發射與回波距離即可，根據多普勒頻移修正一下，基本可以做到非常精確。

距離比較遠的外行星，因為有了日地距離的準確數值，那麼可以觀測行星的公轉，再通過據開普勒定律：任意兩個天體與太陽距離之比的立方等於公轉週期之比的平方，地球的距離已知，地球的公轉軌道直徑已知，那麼天體與太陽的距離也能被計算出來。

太陽系外的恆星距離測量

知道了日地之間的距離，那麼可以用它來做很多事情，至少不那麼遙遠的天體都可以通過這個方式測量出來，其實也很簡單，就是計算三角函數，看圖便可知：

不過當天體超過300光年後，誤差會越來越大，因為這個夾角幾近平行，因此更遙遠的天體就沒法用這個方式了。

主序恆星光譜測量法

這個適合在主序階段恆星光譜測量，主序星是燃燒氫元素為主階段的恆星，它的光度與質量以及距離有著嚴格的對應關係，因此只要測量目標恆星的光譜即可根這個關係得出它的絕對星等，繼而計算出它的視星等，根據視星等與絕對星等之間的距離關係也就知道了它的距離。

當然這個測距需要我們對恆星大量研究後得出的赫羅圖，也需要絕對星等和視星等之間轉換的公式，都是建立在前人栽樹的基礎上的。

造父變星距離測量與Ia超新星距離測量

造父變星的的光變週期與它的光度成正比，因此可以用來測量恆星或者星系之間的距離。造父變星這個名字的來歷是仙王座δ星，1784年時被約翰·古德利克確定是一顆變星，而中文名造父一則成了這一類恆星的名詞。當然造父變星類型有很多，應用時也必須適合變星的類型。

船尾座RS是銀河系中最亮的造父變星之一，照片由哈勃空間望遠鏡拍攝。

另外Ia型超新星也是常用距離測量方法，大多Ia型超新星是白白矮星吞噬了伴星的物質超過錢德拉塞卡極限時出現簡併核失控核聚變，短時間內釋放月10^44J的能量，遠超白矮星的引力結合能，因此在爆發後白矮星消失，徹底成為瀰漫星雲。

它這個爆發時光度非常標準這個特性被用來測距，只要遙遠的某個星系Ia型超新星爆發，那麼它的距離就確定了

比較值得一提的是1998年，兩個團隊就通過遙遠星系的Ia型超新星爆發，得出了宇宙正在加速膨脹的結論，因為根據現代宇宙膨脹的哈勃常數，感測得到的似乎要比計算值遙遠10%-15%，兩個團隊一起獲得了2011年的諾貝爾物理獎。

通過紅移值推算遙遠星系的距離

這個是建立在準確測得哈勃常數的基礎上，比如普朗克衛星測量得到的哈勃常數約為67.15千米/秒/百萬秒差距，那麼宇宙將在145.6億光年外超過光速，而從地球到146.5億光年的位置上膨脹速度都不一樣，因此可以根據這些速度產生的紅移推算出星系所在的距離，只能大致確定，並不是特別精確，可能誤差達上千萬光年甚至更多。

距離越遠，誤差越大，當然現代天文的測量技術也在一天天進步，也許未來會有更精確的測量方法出現。

星辰大海路上的種花家

任意“一束光”是不行的！人類還沒有牛到接收到任意一束光，就能立馬知道來自哪裡距離多少。

但如果是來自恆星或天體的光，持續且穩定，則可以推算出和該恆星之間距離。實際上人類一直見證的是歷史，當我們仰望天空，看到的是1.3秒前的月亮，8分鐘前的太陽，434年前的北極星（現階段是勾陳一）。反過來，假如北極星系存在智慧生命，他們看到我們的太陽也是434年前的，而那顆太陽正在哺育明朝萬曆十五年的老百姓。

言歸正傳，如何測算來自天體的光芒從而判斷距離呢？

1.對於本星系的恆星，其發射的光多普勒效應會造成光譜紅移，測量這個紅移量就能推算出距離。

2.對於外星系恆星，使用造父變星法，即光變週期越長，絕對星等越小，通過光變週期推算星等。而星等和距離存在函數關係，從而算出距離。

3.對於較近的恆星使用日地距離三角函數法測算，這樣更精確。

此外還有力學差視法，群星差視法，威爾遜巴普法等等修正，或者彌補一些數據。

日月金罡

我們經常能看到有新聞報道說天文學家又發現了一顆距離地球幾十或者幾百光年的“超級地球”

不少人對於天文學家口中的精確數字都是有些懷疑的，月球距離我們38萬公里，比鄰星距離我們4.22光年，仙女座星系距離我們254萬光年，這些數字並不是天文學家們信口胡說，而是經過科學測量的。

近距離天體的測距一般用電磁波反射方式來進行，比如我們向月球發射一束電磁波，然後等待它被月球反射回來，這樣一來一回我們就獲得了月球的精確距離，1969年阿波羅11號的宇航員們還在月球表面放置了激光反射鏡，從此地面天文臺只需要一束激光就能獲得實時地月距離，激光測距還揭示了月球在以每年3.8釐米的速度遠離我們。

對於太陽系外恆星的測距顯然不能用電磁波法，而需要用到“三角視差”，通俗來說就是利用地球觀測目標恆星時的夾角進行距離測量，但這種方法的適用距離也不長。

在我們的宇宙中存在著一批“造父變星”，它們的光變週期和光度是呈現正比例關係的，就好比一支蠟紙距離一米時亮度為1，距離兩米時亮度為0.5，那麼科學家就能利用亮度來計算出準確的距離。

測量遠距離星系的終極辦法就是哈勃紅移，因為我們的宇宙是一個不斷膨脹的宇宙，星系的退行時光譜會越來越紅，而我們又知道精確的宇宙空間膨脹的產生的哈勃常數，兩相對照下來就獲得了目標星系的距離。

宇宙探索未解之迷

天文學上測量星星之間距離的方法很多，這裡簡單介紹比較常見的幾種方法。

1，三角視差法，這個方法是以地球、太陽和要測量的星星為三個頂點的三角形，一般的以半年的週期測量，因為這時的視角差最大，有時也用週年視差測定距離，這裡涉及到的公式術語就不介紹了。

2，由於有的恆星極其遙遠，視差非常小，這時就不能用三角視差法了，只能根據測量星星的光譜去確定那顆星星的光度，光度可以對應絕對星等，然後通過觀察到的視星等比較得到星星的距離，這叫分光視差法。

3，對於遙遠的移動星團，也可以根據它們的移動速度來確定距離，這裡有一個侷限性，那就是移動星團必須假定為同向、等速等限制，可以想象真正符合標準的星團一定是少之又少的。

以上三種方法雖然一個比一個測量的距離更遠，但無論再遠也必須在銀河系內，出了銀河系，都不管用了。

4，在物理學中，光度、亮度和距離存在著關係，光度指的是星星發光的本領，亮度是星星的視星等，這裡引進就造父變星，造父變星指星星有的有光變週期，因為光變週期和光度的關係，就能求出距離來。

不過以上介紹的幾種方法的中間星星的距離，就要用統計方法和間接方法來解決了。

5，其實最有效的方法就是根據天體發射光的紅移來計算，因為都在運動，那麼距離就會變化，變化就產生了光的譜線紅移，譜線紅移和距離存在著比例關係。

當然還有其它方法來測量，今後還會找到或者發現更多更好的測量方法，這裡就不一一介紹了，歡迎評論區留言評論。

詩人的眼睛83314

科學家是使用射電望遠鏡來觀察和計算的.

這種射電望遠鏡天線看起來就是一個巨大的“碗”.天線用金屬製成.一般說,天線的直徑愈大,接收的射電波愈多,分辨率也愈大.人眼能夠看得清,分得開的兩上物點的角距大約是1角分（1度等於60角分）,如果兩個物點靠得很近,它們的角距小於1角分,就分辨不出來,只看成是一個物點.因此1角分就是人眼的分辨率.如果用光學望遠鏡去看物體,分辨率就會大得多；望遠鏡的口徑越大,分辨本領越高.若用120折反射望遠鏡去觀測,分辨角約為1角秒（1角分等於60角秒）,比人眼分辨率高60倍.射電望遠鏡的天線可以轉動,以便指向天空任一方向,並能進行跟蹤.目前世界上最大的全可動拋物面天線射電望遠鏡的天線直徑已達100米.它的可動部分重3200噸.100米直徑天線的分辨率約為33角秒,相當於從125米外看一枚2分硬幣.

那科學家是如何通過射電望遠鏡計算光年的呢？

那些星體距離地球幾光年,所以我們看見的就是它們幾年前的樣子.關於測量星體和地球的距離,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.1秒差距=3.26光年.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.

柯南泡妞

需要用光年為單位表示的距離，都是很遠的距離了，這種情況下紅移測距法，應該是比較常用的。

經過觀察發現宇宙中的天體存在普遍紅移的現象，普遍紅移推導出來宇宙是一直在膨脹的，這就是宇宙膨脹理論。

宇宙在膨脹，而且宇宙每個地方的膨脹速度都一樣。

距離地球越遠的地方，遠離我們的速度越快，紅移也越快。

由於膨脹速度到處一樣，所以天體遠離地球的速度和與地球的距離，就有一定的關係。

因為上面的原因，天體遠離地球的速度跟與地球地球之間的距離，可以最終畫出來一條距離和紅移度的曲線。

然後測量天體在一個時間內的紅移度，就可以直接計算出來距離。

關鍵字: 光年 科學 科普一下