大家好啊，请问大家，科学家是用什么方法判定星体和地球之间的距离的？

Question

如题所述

Answer 1

1）利用三角视差法（Trigonometric Parallax）。
三角视差就是观测者在两个不同位置看到同一目标所观察到的目标与背景之间的差别。
由于地球绕太阳作周年运动，地球在轨道的这一侧和另一侧，观测者可以察觉到天体方向的变化——也就是被观察的天体对日地距离的视差角p：借助一点初级的三角知识，大家可以得出：当p很小时，sin(p)趋近于p（以弧度计算），那么被观察的天体离太阳的距离d = 地球离太阳的距离（也称天文单位AU）/ 视差角p。

事实上，除了光年之外，天文距离也经常用“秒差距”（parsec）来表达，因为一秒 = 1度 / 3600 = (pi / 180)弧度 / 3600，所以1秒差距 = AU * 180 * 3600 / pi = 206264天文单位 = 3.2616光年 = 308568亿公里。

然而，目前最好的Hipparcos卫星也只能观察到不远于500秒差距的星体，超出这个距离的，三角视差法就失效了。直接的方法不行，我们就用间接的方法。

我们直接观测到的星等称为视星等（apparent magnitude ），如果把恒星统一放到10秒差距时所观察到的星等就叫做绝对星等（Absolute magnitude）。绝对星等代表的是星体的绝对亮度，而视星等取决于绝对星等和距离。这样一来，如果我们知道星体的绝对星等，再加上所观察到的视星，距离是可以计算出来的：5log(10)(d / 千秒差距）= 视星等 - 绝对星等 + 5。

问题是，我们怎样知道所观测星体的绝对星等呢？

2）利用分光视差法（Spectroscopic Parallax）。

从恒星光谱研究发现，同样光谱型的恒星中总有几条谱线的强度只随光度而异。对于三角视差法测得出距离的恒星，可由其视星等和距离算出绝对星等，因而可做出以谱线强度为横坐标，以绝对星等为纵坐标的归算曲线。然后对于待测距离的同一光谱型恒星，先测量其谱线强度，再利用归算曲线得出它的绝对星等。型：蓝色，大于25000度
B型：蓝色，11000度至25000度
A型：蓝色，7500度至11000度
F型：蓝色到白色，6000到7500度
G型：白色到黄色，5000到6000度
K型：橙色到红色，3500到5000度
M型：红色，小于3500度

3）利用造父视差法（Cepheid Distance）

有一类星名叫造父变星（Cepheid Variable），这类星的光度随周期性循环转变。周期的频率与星的绝对星等关系固定，故此这类星可作“标准烛光”（Standard Candle），从光度频率就可算出其绝对星等。

用这方法，目前测量到最远的是M100星系，距离是五千六百万光年。以这类星系的光谱红移，加上测量到的绝对距离，可做距离与红移关系的校准（Calibration），进而用光谱红移去推算更远的星系。

4）利用星群视差法（Moving Clusters）

有些银河星团的成员星自行速度和方向都很相近，有从一个辐射点分散开来或向一个会聚点会集的倾向。这种可定出辐射点或会聚点的星团称为移动星团。 根据移动星团内恒星的自行和视向速度，可以定出这种星团内个别成员星的视差。这种视差称为“星群视差”，其精度很高。因此移动星团成员星的光度常被用来作为各种类型恒星的光度基准。

当然还有其它各种不同的方法，比如统计视差法（Statistical Parallax），力学视差法（Kinematic Distance）等等。

Answer 2

方法有很多种。

如近的星体，用的是等腰三角形定理：就是利用地球公转轨道圆的直径做等腰三角形的底，量出被测量星体与地球连线（腰）与底的夹角，就能求出腰长和高。
但这种方法如果测较远星体时，得到的顶角的角度太小，很难测量得准确，

这个时候，就得用星等差：先测出被测星体的绝对星等（如一个1000W的灯泡，它的绝对亮度就是1000W，就在你面前放着，你看着它会很亮很刺眼），然后再测量它的可视星度（就是在地球看到的，可能变成了只有300W的亮度），然后求出它的距离。

这里可能会引申出一个问题，这绝对星等如何测？？？
方法也很多，例如可以根据这个星体的辐射量（就如人的三围），推算出星体的绝对星等（体重）。

Answer 3

太阳系天体可用雷达或者激光测量。对于更远的恒星，三角视差是测距基础。其中的原理并不复杂，考虑地球环绕太阳作轨道运动，在不同的时间看来，邻近的恒星相对天空背景会有所变化。由于日地距离已知，如果可以测量出恒星位置发生变化的数值即视差，不难通过三角关系求出天体的距离。

在几百秒差距（周年视差π = 1''的恒星与地球的距离r为206265天文单位，这个距离定义为1秒差距。1秒差距=3.2616 光年）之外，由于天体的三角视差小于测量精度，根据几何方法直接测距不再可行，而必须借助标准烛光，再通过天体光度反比于距离平方的关系，间接给出距离值。最简单的设想就是确定普通恒星的本征光度，以此作为标准。

分光视差依赖于光谱观测，若恒星距离过远，不能获取分辨率足够高的光谱，此方法随之失效。1908年，美国天文学家亨里埃塔·勒维特（Henrietta Leavitt）发现了一类日后被称为造父变星的恒星，并于1912年给出了其光变周期与绝对星等之间的简单对数关系。这样人们一旦知道了周期，即可换算出该恒星的光度进而是距离。

造父变星在更遥远的地方几乎不可见，人们转而利用更为明亮的超新星，由此还发现了宇宙的加速膨胀。

在超新星也趋于模糊的宇宙边缘，人们还可以利用更为间接的方法来测量距离。如星系的塔利—费希尔（Tully-Fisher）关系、费伯—杰克逊（Faber-Jackson）关系等等。塔利—费希尔关系适用于旋涡星系，星系总光度与最大自转速度的4次方成正比。费伯—杰克逊关系适用于椭圆星系，星系光度与速度的弥散之间也有4次方的关系。速度的测量一般基于多普勒效应完成，相对比较容易；然后将求得的光度与视星等比较，即可得到星系的距离。

而一旦通过前述各种手段校正了哈勃关系，即可由天体光谱的谱线红移或是星系际赖曼吸收的截断位置换算距离。虽说这一方法十分依赖于参数的校正，但延伸的范围也最为遥远。

前面没有提到的标准烛光还包括行星状星云、球状星团、新星，以及X射线双星的爆发。而由于伽玛射线暴属于最明亮的爆发之列，且存在数个统计关系，故近年也有将其作为标准烛光的尝试。