宇宙中天體之間的距離怎麼計算

比較近的恆星可以用視差的方法進行測量。

譬如，我們要測量遠處的一座塔到我們的距離，可以先確定兩個已知距離的測量點，然後分別從這兩個點去看塔頂的方向，兩個方向的夾角就叫做視差角。

在一個等腰三角形中，知道頂角和對邊，就可以求出它利用周年視差測量恆星的距離的高，也就是塔頂到我們的距離。

測量較近處的恆星，可以把地球繞太陽運動軌道的直徑作為已知距離的基線。

地球繞太陽一週的時間是一年，半年繞行半周。

在相隔半年的那兩天裡，地球正好處在地球軌道直徑的兩端。

在相隔半年的那兩天分別觀測同一顆恆星，其方向是不同的，這就是它的視差角。

由視差角和地球的軌道直徑(3億千米)，便可以計算出恆星的距離了。

利用這種方法只能測量二三百光年以內的恆星的距離。

更遠處的恆星，因為它們的視差角太小了，無法測準，只能尋找其他方法。

其中一個著名的方法是利用造父變星的周光關係來推算遙遠天體的距離，造父變星因此而獲得了“量天尺”的美稱。

一般是用三角法，比如說地球在春分點和秋分點時分別觀測一顆恆星對地球的角度，然後以公轉軌道半徑為基線，算出它距地球的距離 對於較近的天體（500光年以內）採用三角法測距。

500－－10萬光年的天體採用光度法確定距離。

10萬光年以外天文學家找到了造父變星作為標準，可達5億光年的範圍。

更遠的距離是用觀測到的紅移量，依據哈勃定理推算出來的。 參考資料：吳國盛 《科學的歷程》 同的天體距離要有不同的方法，摘抄如下： 天體測量方法 2.2.2光譜在天文研究中的應用 人類一直想了解天體的物理、化學性狀。

這種願望只有在光譜分析應用於天文後才成為可能並由此而導致了天體物理學的誕生和發展。

通過光譜分析可以：

(1)確定天體的化學組成

(2)確定恆星的溫度

(3)確定恆星的壓力

(4)測定恆星的磁場

(5)確定天體的視向速度和自轉等等。 2.3天體距離的測定 人們總希望知道天體離我們有多遠，天體距離的測量也一直是天文學家們的任務。不同遠近的天體可以採不同的測量方法。

隨著科學技術的發展，測定天體距離的手段也越來越先進。由於天空的廣袤無垠，所使用測量距離單位也特別。天文距離單位通常有天文單位(AU)、光年(ly)和秒差距(pc)三種。 2.3.1月球與地球的距離 月球是距離我們最近的天體，天文學家們想了很多的辦法測量它的遠近，但都沒有得到滿意的結果。

科學的測量直到18世紀（1715年至1753年）才由法國天文學家拉卡伊(ille)和他的學生拉朗德(Larand)用三角視差法得以實現。

他們的結果是月球與地球之間的平均距離大約為地球半徑的60倍，這與現代測定的數值（384401千米）很接近。

雷達技術誕生後，人們又用雷達測定月球距離。

鐳射技術問世後，人們利用鐳射的方向性好，光束集中，單色性強等特點來測量月球的距離。

測量精度可以達到釐米量級。 2.3.2太陽和行星的距離 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，是指地球軌道的半長軸，即為日地平均距離。

天文學中把這個距離叫做一個“天文單位”(1AU)。1976年國際天文學聯合會把一個天文單位的數值定為1.49597870×1011米，近似1.496億千米。

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。1673年法國天文學家卡西尼(Dominique Cassini)首次利用火星大沖的機會測出了太陽的距離。 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)。 2.2.3恆星的距離 由於恆星距離我們非常遙遠，它們的距離測定非常困難。對不同遠近的恆星，要用不同的方法測定。目前，已有很多種測定恆星距離的方法： (1)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)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. (3)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。造父是中國古代的星官名稱。仙王座δ星中有一顆名為造父一，它是一顆亮度會發生變化的“變星”。變星的光變原因很多。造父一屬於脈動變星一類。當它的星體膨脹時就顯得亮些，體積縮小時就顯得暗些。造父一的這種亮度變化很有規律，它的變化週期是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”。 2 天體測量方法 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”。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。 (4)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(l0)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，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，又發現星系距我們越遠，其譜線紅移量越大。 譜線紅移的流行解釋是大爆炸宇宙學說。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，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。