有关光年和测量天体之间的距离光年是一个距离单位 我们平时听的科学类节目 经常听说某一个星球离地球有几亿几十亿光年 这到底怎么测量呢!光已经是目前运动的最快的了 我从地球上发

有关光年和测量天体之间的距离光年是一个距离单位 我们平时听的科学类节目 经常听说某一个星球离地球有几亿几十亿光年 这到底怎么测量呢!光已经是目前运动的最快的了 我从地球上发
有关光年和测量天体之间的距离
光年是一个距离单位 我们平时听的科学类节目 经常听说某一个星球离地球有几亿几十亿光年 这到底怎么测量呢!光已经是目前运动的最快的了 我从地球上发一束光出去 难道就要等几亿几十亿年它才回来 然后下结论 原来这颗星球离我们有这么远的距离啊 怎么可能会这样!不要和我说用勾股定理!这个三角形里的任意一条边要测量出来 单位都是光年啊 我靠 到底是怎么回事!

有关光年和测量天体之间的距离光年是一个距离单位 我们平时听的科学类节目 经常听说某一个星球离地球有几亿几十亿光年 这到底怎么测量呢!光已经是目前运动的最快的了 我从地球上发
光年一般被用于衡量天体间的距离,其意思是指光在真空中行走一年的距离.1光年约9.46×10^15米.
　　天体大都是离我们很远的.即使是月球这个离我们最近的常规天体,其距离也相当于地球直径的几十倍,而这个距离与广阔宇宙中无数的天体相比,却可以说约等于零.面对这些不可触及的天体,人类研究和探索的脚步却没有停止.为了尽量准确地取得每个天体的“距离”这一基本数据,人类想出了很多种巧妙的办法.这些方法利用的原理各不相同,因此具有不同的适用条件,有些更适合较近距离天体的测量,有些则适合中等距离和遥远距离天体的测算.下面,我们就按照适用距离的从近到远,介绍几种最常见的天体距离测量方式.
　　雷达技术是20世纪的重要发明之一.我们发送出的无线电波,碰到目标后会反射回来,被我们再次接收到.而无线电波的速度等于光速,我们已经比较准确地掌握了.这样,只要测出电波从发射到被目标返回所用的时间,将其除以2（往返时间变成单程时间）.再乘以光速,就能知道目标天体的距离了.月球、金星、水星、火星等的距离都可以用这种方式测出,非常方便.但是这种方式的缺点也很明显,对于太阳等没有固体表面的天体,电波无法有效返回,且距离太远之后电波也减弱得厉害.因此,在测量离我们比较近的恒星的距离时,基本使用的是另一种古老而有效的方法——三角测量.
　　三角测量法最初是用于地面上远处目标的距离测定的.我们先设置一条“基线”,其精确长度当然是我们可以掌握的,然后在基线的两端分别测量目标的角度.这样,两条不同角度的视线就和基线共同构成了一个三角形.根据已知的基线长度和测得的两个角度,运用三角函数知识,就很容易算出目标的距离了.当然,这个方法直接用在天文测距上一般还是不够（地球太小,导致基线长度约等于零）.因此我们需要一条尽可能长的基线,这就是地球公转轨道的直径.对于待测的恒星我们要在相隔半年的时间里先后各测一次（等于是地球分别位于自己轨道两端时各测一次）,这样就能算出较近恒星的距离了.距离在几百光年之内的恒星,用这种方法测得还是相当准确的.
　　对于更远的恒星,粗略地说,我们先取得其“光谱”（将其光线通过折射分解为不同颜色的光）,根据已知的光谱数据进行对比,确定它的类型.由于,不同类型的恒星往往有不同的亮度,所以我们就能知道它的真实亮度.再将这个亮度与我们实际看到的它的亮度进行对比,就能根据二个数值的差异程度推断出它的距离.但是,此法只适用于“主序星”,因为只有主序星的光谱与真实亮度有对应关系.不过由于主序星占恒星的大多数,所以此法对于银河系之内的恒星基本都是适用的.
　　对于银河系之外的其他星系来说,其中单个恒星的光谱已经无法太准确地取得了.此时我们要感谢的是一类具有鲜明特点的恒星——造父变星.这类变星不但周期性地变化着自己的亮度,而且其周期还和它自身的真实亮度有关系（即“周光关系”）.我们可以根据某颗星的亮度变化特征,确认其是造父变星,然后通过测定它的变光周期就能推测它的真实亮度,再将此亮度与实际看到的亮度对比,就能推测它的距离.既然知道了某个星系中的一颗星的距离,那么这个星系的距离我们也就能大概地知道了.
　　对于更远的星系,我们已经很难从其中分辨出单颗的造父变星了,此时我们就要依赖这些星系中因爆发而突然增亮的某些新星和超新星.这些恒星的巨幅增亮使我们能测出其亮度,而我们又通过以往的研究得知,新星们往往拥有一个彼此差不多的真实亮度,而各类超新星们也有一个彼此几乎相当的真实亮度.这样,根据实测亮度和理论亮度的差别,我们就又可以估测这些遥远星系的距离了.
　　对于极远的星系,哈勃定律可以帮我们一些忙.我们根据星系光谱的“红移”能知道它正在离我们远去的速度,再根据一个尚不完全确定的哈勃常数,可以推测它们的距离.这里涉及到宇宙膨胀理论、多普勒效应等话题,限于篇幅就不再详细解释了.

一般是用三角法，比如说地球在春分点和秋分点时分别观测一颗恒星对地球的角度，然后以公转轨道半径为基线，算出它距地球的距离对于较近的天体（500光年以内）采用三角法测距。　500－－10万光年的天体采用光度法确定距离。　10万光年以外天文学家找到了造父变星作为标准，可达5亿光年的范围。　更远的距离是用观测到的红移量，依据哈勃定理推算出来的。参考资料：吴国盛　　《科学的历程》同的天体距离要有不同的方法，...

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一般是用三角法，比如说地球在春分点和秋分点时分别观测一颗恒星对地球的角度，然后以公转轨道半径为基线，算出它距地球的距离对于较近的天体（500光年以内）采用三角法测距。　500－－10万光年的天体采用光度法确定距离。　10万光年以外天文学家找到了造父变星作为标准，可达5亿光年的范围。　更远的距离是用观测到的红移量，依据哈勃定理推算出来的。参考资料：吴国盛　　《科学的历程》同的天体距离要有不同的方法，摘抄如下：　天体测量方法　2．2．2光谱在天文研究中的应用　人类一直想了解天体的物理、化学性状。这种愿望只有在光谱分析应用于天文后才成为可能并由此而导致了天体物理学的诞生和发展。通过光谱分析可以：（1）确定天体的化学组成；（2）确定恒星的温度；（3）确定恒星的压力；（4）测定恒星的磁场；（5）确定天体的视向速度和自转等等。　2．3天体距离的测定　人们总希望知道天体离我们有多远，天体距离的测量也一直是天文学家们的任务。不同远近的天体可以采不同的测量方法。随着科学技术的发展，测定天体距离的手段也越来越先进。由于天空的广袤无垠，所使用测量距离单位也特别。天文距离单位通常有天文单位（AU）、光年（ly）和秒差距（pc）三种。　2．3．1月球与地球的距离　月球是距离我们最近的天体，天文学家们想了很多的办法测量它的远近42但都没有得到满意的结果。科学的测量直到18世纪（1715年至1753年）才由法国天文学家拉卡伊（N．L．Lacaille）和他的学生拉朗德（Larand）用三角视差法得以实现。他们的结果是月球与地球之间的平均距离大约为地球半径的60倍这与现代测定的数值（384401千米）很接近。　雷达技术诞生后txbf人们又用雷达测定月球距离。激光技术问世后，人们利用激光的方向性好，光束集中，单色性强等特点来测量月球的距离。测量精度可以达到厘米量级。　2．3．2太阳和行星的距离　地球绕太阳公转的轨道是椭圆，地球到太阳的距离是随时间不断变化的。通常所说的日地距离，是指地球轨道的半长轴，即为日地平均距离。天文学中把这个距离叫做一个“天文单位”（1AU）。1976年国际天文学联合会把一个天文单位的数值定为1．49597870×1011米，近似1．496亿千米。　太阳是一个炽热的气体球，测定太阳的距离不能像测定月球距离那样直接用三角视差法。早期测定太阳的距离是借助于离地球较近的火星或小行星。先用三角视差法测定火星或小行星的距离，再根据开普勒第三定律求太阳距离。1673年法国天文学家卡西尼（Dominique　Cassini）首次利用火星大冲的机会测出了太阳的距离。　许多行星的距离也是由开普勒第三定律求得的m若以1AU为日地距离，“恒星年”为单位作为地球公转周期，便有：T2＝a3n若一个行星的公转周期被测出，就可以算出行星到太阳的距离。如水星的公转周期为0．241恒星年，则水星到太阳的距离为0．387天文单位（AU）。　2．2．3恒星的距离　由于恒星距离我们非常遥远0它们的距离测定非常困难。对不同远近的恒星，要用不同的方法测定。目前，已有很多种测定恒星距离的方法：　（1）三角视差法　河内天体的距离又称为视差，恒星对日地平均距离（a）的张角叫做恒星的三角视差（p），则较近的恒星的距离D可表示为：螅椋瞀校剑幔Γ＃矗罚唬摹∪籀泻苄幸越敲氡硎荆业ノ蝗∶氩罹啵ǎ穑悖蛴校海模剑保Γ＃矗罚沪小∮弥苣晔硬罘ú舛ê阈蔷嗬耄幸欢ǖ木窒扌裕蛭阈抢胛颐怯叮芯陀。导使鄄庵泻苣巡舛āH鞘硬睿嘞氯模荆

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