夜晚，天空中繁星點點，基本上每個亮點都是一顆恆星。為了認星、觀測、記憶的方便，幾顆看起來相距較近的星，被人為的劃分為一個星座，現在全天由國際天文學聯合會精確劃分為88星座。那麼一個星座內，看起來相距較近的星之間的真實距離是怎樣的呢？天文學中天體間的距離是怎麼測量的呢？

測量單位

距離地球最近的天體月球，距離地球約38.4萬千米；距離地球最近的恆星太陽，距離地球約1.5億千米。其實星座內那些看起來位置相近的星星只是在天球上投影的位置距離較近，真實距離十分遙遠，如果用千米表示天體間的距離將很不合適。天文學中測量天體距離的單位一般有天文單位（AU）、光年（ly）、秒差距（pc），在測量遙遠星系時，秒差距單位也太小，因此常用千秒差距（kpc）、百萬秒差距（Mpc）和十億秒差距（Gpc）為單位。

天文單位

即平均日地距離，古人已有測定，隨著科技的進步，這個值逐步精確，國際天文聯合會1978年將其定為149,597,870千米。天 文單位雖然是一個基本測量單位，但是並不是一個固定的值，隨著太陽質量的減小，這個值也在緩慢的變化。另外，廣義相對論指出時空的定義是相對的，因此觀測者所處的時空不同，測量到的天文單位數值也不同，有資料顯示在木星上測得的天文單位與在地球上測得的要相差1000多千米。

光年是一個距離單位，它是指光在真空中傳播一年的距離，根據光在一秒內傳播的距離與一年時間的秒數相乘即可計算。

秒差距

一種最古老、最標準的測量恆星距離的方法，其測量尺度較大，主要用於量度太陽系外天體的距離。以地球公轉軌道的平均半徑（一個天文單位，AU）為底邊所對應的三角形內角稱為視差，當這個角的大小為1秒時，這個三角形的一條邊的長度，即地球到這個恆星的距離，稱為1秒差距。

天文單位、光年、秒差距的換算關係

1天文單位(AU)=149,597,870千米

1光年(ly)=0.307秒差距(pc)=63240天文單位(AU)=0.95×10¹³千米

1秒差距(pc)=206265天文單位(AU)=3.26光年=3.09×10¹³千米

太陽系內天體距離測定

地月距離

古人主要用三角視差法測定地月距離，但是不夠精確。雷達技術發明以後，人們又用雷達技術測定地月距離。由於地月距離較近，登月技術早已達到，隨著激光技術的發展，人們開始用激光技術測定地月距離。激光的方向性好、光束集中、單色性強，人們可事先在月球表面上放置角反射鏡，並向後者發送具有高度同向性的脈衝激光束，根據發送接收時間差直接計算測量，而且測量精度很高，可以達到釐米量級。

日地距離

地球繞太陽公轉的軌道是橢圓，地球到太陽的距離是隨時間不斷變化的。通常所說的日地距離，是指日地平均距離。天文學中把這個距離叫做一個“天文單位”（1AU）。

太陽是一個熾熱的氣體球，測定太陽的距離不能像測定月球距離那樣直接用三角視差法。早期測定太陽的距離是藉助於離地球較近的火星或小行星，先用三角視差法（現代可用雷達技術）測定火星或小行星的距離，再根據開普勒第三定律求太陽距離。

行星距離

與日地距離一樣，許多行星的距離也是由開普勒第三定律求得的，若以1AU為日地距離，“恆星年”為單位作為地球公轉週期，便有：T²=a³。若一個行星的公轉週期被測出，就可以算出行星到太陽的距離。如水星的公轉週期為0.241恆星年，則水星到太陽的距離為0.387天文單位（AU）。

太陽系外天體（恆星）距離測定

恆星距離的測定，對研究恆星的空間位置、求得恆星的光度和運動速度等，均有重要的意義。為了測量恆星與我們的距離，天文學家發明了三角視差法、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方法。

三角視差法

這種方法主要用來測定銀河系內天體的距離。恆星對日地平均距離（a）的張角叫做恆星的三角視差（p），則恆星的距離D可根據：sinp=a/D、計算出來，若p很小，p以角秒錶示，則D=a/p，結果的單位為秒差距（pc）。

三角視差法有一定的侷限性，當目標恆星距離我們非常遙遠的時候，p變得非常小，實際觀測中很難測定，所以對於遠距離恆星，這種方法並不適用。

三角視差法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

對於距離超過110pc的遙遠恆星，週年視差非常小，三角視差法不再適用。這時，可以使用分光視差法。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），就可以根據公式m - M= -5 + 5logD即可求得恆星距離D。

造父周光關係測距法

大質量的恆星，當演化到晚期時，會呈現出不穩定的脈動現象，形成脈動變星。在這些脈動變星中，有一類脈動週期非常規則，中文名叫造父。仙王座δ星中有一顆名為造父一就是這一類的恆星，它的亮度變化很有規律，其變化週期是5天8小時46分38秒鐘，稱為“光變週期”。在恆星世界裡，凡跟造父一有相同變化的變星，統稱“造父變星”。

1912 年美國一位女天文學家勒維特（Leavitt，1868--1921）研究小麥哲倫星系內的造父變星的星等與光變週期時發現，光變週期越長的恆星，其亮度就越大。這就是對後來測定恆星距離很有用的“周光關係”。根據“周光關係”，就可以測量出造父變星的距離。

目前在銀河系內共發現了700多顆造父變星，許多河外星系的距離都是靠這個量天尺測量的。

譜線紅移測距法

20 世紀初，光譜研究發現幾乎所有星系的都有紅移現象。所謂紅移是指觀測到的譜線的波長（l）比相應的實驗室測知的譜線的波長（l

₀）要長，而在光譜中紅光的波長較長，因而把譜線向波長較長的方向的移動叫做光譜的紅移，紅移量Z=(l-l₀)/ l₀。1929年哈勃用2.5米大型望遠鏡觀測到更多的河外星系，發現星系距我們越遠，其譜線紅移量越大。哈勃指出天體紅移與距離有關：Z = H*D /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。根據這個定律，只要測出河外星系譜線的紅移量Z，便可推算出星系的距離D。

用譜線紅移法可以測定遠達百億光年計的距離。

威爾遜-巴普法

1957年，O.C.威爾遜和巴普兩人發現，晚型（G、K和M型）恆星光譜中電離鈣的反轉發射線寬度的對數與恆星的絕對星等之間存在著線性關係。對這條譜線進行光譜分析，便可得到晚型恆星的距離。

星際視差法

天文學家在恆星的光譜中發現有星際物質所產生的吸收線。這些星際吸收線的強度與恆星的距離有關，距離越遠，恆星和觀測者之間存在的星際物質越多，星際吸收線也就越強，利用這個關係可測定恆星的距離。常用的星際吸收線是最強的電離鈣的K線和中性鈉的D雙線。

這個方法具有一定的侷限性，首先這個方法只適用於O型和早B型星，因為其它恆星本身也會產生K線和D線，這種譜線同星際物質所產生的同樣譜線混合在一起無法區分；其次一般情況下，星際物質的分佈是不均勻的，用這種方法測量的恆星距離的精度是不夠高的。

統計視差法

根據對大量恆星的統計分析資料，我們知道恆星的視差與自行之間有相當密切的關係：自行越大，視差也越大。因此對具有某種共同特徵幷包含有相當數量恆星的星群，可以根據它們的自行的平均值估計它們的平均週年視差。這樣得到的結果是比較可靠的。

自轉視差法

銀河系的較差自轉（即在離銀河系核心的距離不同處，有不同的自轉速率）對恆星的視向速度有影響。這種影響的大小與星群離太陽的距離遠近有關，因此可從視向速度的觀測中求出星群的平均距離。這個方法只能應用於離太陽不太遠，距離大約在1200秒差距以內的恆星。

天體距離測定的意義

測定天體的距離是天體測量最重要的研究課題之一，儘管方法很多，但要得到可靠的結果是不容易的。因此，對於某一天體，應儘可能採用幾種方法分別測定它的距離，然後相互校核，才能得到可靠的結果。

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