經(jīng)典天體測量技術(shù)有哪些 中國古代常用的測量天體工具

古人怎樣測量天體之間距離？科學(xué)家是如何測量天體間的距離的？有什么依據(jù)？測量天體的距離的方法有哪幾種，天體的測量方法，天體測量學(xué)的天體的測距方法。

本文導(dǎo)航

• 中國古代常用的測量天體工具
• 天文學(xué)家怎么知道天體長什么樣
• 天體之間的距離怎么計(jì)算
• 天體半徑是如何測量的
• 計(jì)算天體質(zhì)量的方法

中國古代常用的測量天體工具

一般是用三角法，比如說地球在春分點(diǎn)和秋分點(diǎn)時(shí)分別觀測一顆恒星對(duì)地球的角度，然后以公轉(zhuǎn)軌道半徑為基線，算出它距地球的距離對(duì)于較近的天體（500光年以內(nèi)）采用三角法測距。500－－10萬光年的天體采用光度法確定距離。10萬光年以外天文學(xué)家找到了造父變星作為標(biāo)準(zhǔn)，可達(dá)5億光年的范圍。更遠(yuǎn)的距離是用觀測到的紅移量，依據(jù)哈勃定理推算出來的。參考資料：吳國盛 《科學(xué)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(yīng)用人類一直想了解天體的物理、化學(xué)性狀。這種愿望只有在光譜分析應(yīng)用于天文后才成為可能并由此而導(dǎo)致了天體物理學(xué)的誕生和發(fā)展。通過光譜分析可以：(1)確定天體的化學(xué)組成；(2)確定恒星的溫度；(3)確定恒星的壓力；(4)測定恒星的磁場；(5)確定天體的視向速度和自轉(zhuǎn)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(yuǎn)，天體距離的測量也一直是天文學(xué)家們的任務(wù)。不同遠(yuǎn)近的天體可以采不同的測量方法。隨著科學(xué)技術(shù)的發(fā)展，測定天體距離的手段也越來越先進(jìn)。由于天空的廣袤無垠，所使用測量距離單位也特別。

天文學(xué)家怎么知道天體長什么樣

測定天體由近及遠(yuǎn)主要有以下幾種方法，它們使用的距離越來越遠(yuǎn)，但是精確度也越來越差。

1.雷達(dá)波法：直接向天體發(fā)射雷達(dá)波，通過雷達(dá)被反射的時(shí)間確定距離。適用于太陽系內(nèi)天體。

2.三角視差法：通過地球繞太陽的公轉(zhuǎn)引起的觀測天體位置的變化來確定天體的距離。適用于1000光年以內(nèi)天體。

3.造父變星法：通過造父變星的亮度與光度變化周期之間的關(guān)系來確定天體的距離。適用于幾百萬光年以內(nèi)（能分辨出一個(gè)星系內(nèi)的造父變星）

4.光譜光度法：利用主序星的亮度和光譜類型的關(guān)系確定距離，適用于幾千萬光年以內(nèi)（能辨編出藍(lán)巨星——最明亮的主序星）

5.I型超新星法：I型超新星的亮度是一個(gè)定值，通過測定它來測定天體的距離（適用于所有能有I型超新星的星系，不過比較少）

6.哈勃定律法：通過天體退行速度和距離之間的關(guān)系來確定天體的距離（所有星系）。

天體之間的距離怎么計(jì)算

一般是用三角法，比如說地球在春分點(diǎn)和秋分點(diǎn)時(shí)分別觀測一顆恒星對(duì)地球的角度，然后以公轉(zhuǎn)軌道半徑為基線，算出它距地球的距離

對(duì)于較近的天體（500光年以內(nèi)）采用三角法測距。

500－－10萬光年的天體采用光度法確定距離。

10萬光年以外天文學(xué)家找到了造父變星作為標(biāo)準(zhǔn)，可達(dá)5億光年的范圍。

更遠(yuǎn)的距離是用觀測到的紅移量，依據(jù)哈勃定理推算出來的。

參考資料：吳國盛 《科學(xué)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(yīng)用

人類一直想了解天體的物理、化學(xué)性狀。這種愿望只有在光譜分析應(yīng)用于天文后才成為可能并由此而導(dǎo)致了天體物理學(xué)的誕生和發(fā)展。通過光譜分析可以：(1)確定天體的化學(xué)組成；(2)確定恒星的溫度；(3)確定恒星的壓力；(4)測定恒星的磁場；(5)確定天體的視向速度和自轉(zhuǎn)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(yuǎn)，天體距離的測量也一直是天文學(xué)家們的任務(wù)。不同遠(yuǎn)近的天體可以采不同的測量方法。隨著科學(xué)技術(shù)的發(fā)展，測定天體距離的手段也越來越先進(jìn)。由于天空的廣袤無垠，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(xué)家們想了很多的辦法測量它的遠(yuǎn)近，但都沒有得到滿意的結(jié)果?？茖W(xué)的測量直到18世紀(jì)（1715年至1753年）才由法國天文學(xué)家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的學(xué)生拉朗德(Larand)用三角視差法得以實(shí)現(xiàn)。他們的結(jié)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(xiàn)代測定的數(shù)值（384401千米）很接近。

雷達(dá)技術(shù)誕生后，人們又用雷達(dá)測定月球距離。激光技術(shù)問世后，人們利用激光的方向性好，光束集中，單色性強(qiáng)等特點(diǎn)來測量月球的距離。測量精度可以達(dá)到厘米量級(jí)。

2.3.2太陽和行星的距離

地球繞太陽公轉(zhuǎn)的軌道是橢圓，地球到太陽的距離是隨時(shí)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(xué)中把這個(gè)距離叫做一個(gè)“天文單位”(1AU)。1976年國際天文學(xué)聯(lián)合會(huì)把一個(gè)天文單位的數(shù)值定為1.49597870×1011米，近似1.496億千米。

太陽是一個(gè)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借助于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(jù)開普勒第三定律求太陽距離。1673年法國天文學(xué)家卡西尼(Dominique Cassini)首次利用火星大沖的機(jī)會(huì)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，“恒星年”為單位作為地球公轉(zhuǎn)周期，便有：T2＝a3。若一個(gè)行星的公轉(zhuǎn)周期被測出,就可以算出行星到太陽的距離。如水星的公轉(zhuǎn)周期為0.241恒星年，則水星到太陽的距離為0.387天文單位(AU)。

2.2.3恒星的距離

由于恒星距離我們非常遙遠(yuǎn)，它們的距離測定非常困難。對(duì)不同遠(yuǎn)近的恒星，要用不同的方法測定。目前，已有很多種測定恒星距離的方法：

(1)三角視差法

河內(nèi)天體的距離又稱為視差，恒星對(duì)日地平均距離（a）的張角叫做恒星的三角視差(p)，則較近的恒星的距離D可表示為：

sinπ＝a/D

若π很小，π以角秒表示，且單位取秒差距(pc)，則有：D=1/π

用周年視差法測定恒星距離，有一定的局限性，因?yàn)楹阈请x我們愈遠(yuǎn)，π就愈小，實(shí)際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎(chǔ)，至今用這種方法測量了約10,000多顆恒星。

天文學(xué)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(dāng)94605億千米。三種距離單位的關(guān)系是：

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(duì)于距離更遙遠(yuǎn)的恒星，比如距離超過110pc的恒星，由于周年視差非常小，無法用三角視差法測出。于是，又發(fā)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(jù)恒星的譜線強(qiáng)度去確定恒星的光度，知道了光度（絕對(duì)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(guān)系測距法

大質(zhì)量的恒星，當(dāng)演化到晚期時(shí)，會(huì)呈現(xiàn)出不穩(wěn)定的脈動(dòng)現(xiàn)象，形成脈動(dòng)變星。在這些脈動(dòng)變星中，有一類脈動(dòng)周期非常規(guī)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(huì)發(fā)生變化的“變星”。變星的光變原因很多。造父一屬于脈動(dòng)變星一類。當(dāng)它的星體膨脹時(shí)就顯得亮些，體積縮小時(shí)就顯得暗些。造父一的這種亮度變化很有規(guī)律，它的變化周期是5天8小時(shí)46分38秒鐘，稱為“光變周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同變化的變星，統(tǒng)稱“造父變星”。

作者： haj520520 2005-5-21 18:44 回復(fù)此發(fā)言

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2 天體測量方法

1912 年美國一位女天文學(xué)家勒維特（Leavitt 1868--1921）研究小麥哲倫星系內(nèi)的造父變星的星等與光變周期時(shí)發(fā)現(xiàn)：光變周期越長的恒星，其亮度就越大。這就是對(duì)后來測定恒星距離很有用的“周光關(guān)系”。目前在銀河系內(nèi)共發(fā)現(xiàn)了700多顆造父變星。許多河外星系的距離都是靠這個(gè)量天尺測量的。

(4)譜線紅移測距法

20 世紀(jì)初，光譜研究發(fā)現(xiàn)幾乎所有星系的都有紅移現(xiàn)象。所謂紅移是指觀測到的譜線的波長(l)比相應(yīng)的實(shí)驗(yàn)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(dòng)叫做光譜的紅移，z=(l-l0)/ l0。1929年哈勃用2.5米大型望遠(yuǎn)鏡觀測到更多的河外星系，又發(fā)現(xiàn)星系距我們越遠(yuǎn)，其譜線紅移量越大。

譜線紅移的流行解釋是大爆炸宇宙學(xué)說。哈勃指出天體紅移與距離有關(guān)：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(shù)，其值為50～80千米／(秒·兆秒差距)。根據(jù)這個(gè)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(yuǎn)達(dá)百億光年計(jì)的距離。

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天體半徑是如何測量的

地球上的觀測者至天體的空間距離。不同類型的天體距離遠(yuǎn)近相差十分懸殊，測量的方法也各不相同。①太陽系內(nèi)的天體是一類天體，可用三角測量法測定月球和行星的周日地平視差；并根據(jù)天體力學(xué)理論進(jìn)而求得太陽視差。也可用向月球或大行星發(fā)射無線電脈沖或向月球發(fā)射激光，然后接收從它們表面反射的回波，記錄電波往返時(shí)刻而直接推算天體距離。②對(duì)于太陽系外的較近天體，三角視差法只對(duì)離太陽 100秒差距范圍以內(nèi)的恒星適用。更遠(yuǎn)的恒星三角視差太小，無法測定，要用其他方法間接測定其距離。主要有：分析恒星光譜的某些譜線以估計(jì)恒星的絕對(duì)星等，然后通過恒星的絕對(duì)星等與視星等的比較求其距離 ；分析恒星光譜中星際吸收線強(qiáng)弱來估算恒星的距離；利用目視雙星的繞轉(zhuǎn)周期和軌道張角的觀測值來推算其距離；通過測定移動(dòng)星團(tuán)的輻射點(diǎn)位置以及成員星的自行和視向速度來推算該星團(tuán)的距離；對(duì)于具有某種共同特征的一群恒星根據(jù)其自行平均值估計(jì)這群星的平均距離；利用銀河系較差自轉(zhuǎn)與恒星視向速度有關(guān)的原理從視向速度測定值求星群平均距離。③對(duì)于太陽系外的遠(yuǎn)天體測量距離的方法主要有：利用天琴座RR型變星觀測到的視星等值；利用造父變星的周光關(guān)系；利用球狀星團(tuán)或星系的角直徑測定值；利用待測星團(tuán)的主序星與已知恒星的主序星的比較；利用觀測到的新星或超新星的最大視星等；利用觀測到的河外星系里亮星的平均視星等；利用觀測到的球狀星團(tuán)的累積視星等；利用星系的譜線紅移量和哈勃定律等。

計(jì)算天體質(zhì)量的方法

測量宇宙的距離好像爬樓梯一樣，從近距離到遠(yuǎn)距離一層一層的往上爬。而測量的距離的方法也好像接力賽跑者一樣，各扮演著不同先后的角色，合力完成測量宇宙距離的任務(wù)。距離指標(biāo)需要用前一階指標(biāo)來校準(zhǔn)，自然地，不準(zhǔn)確也逐漸累積，所以對(duì)愈大距離的天體，距離的不確定愈高。天文學(xué)家用來作為遠(yuǎn)距離指標(biāo)的天體計(jì)有：新星、發(fā)射星云、行星狀星云、球狀星團(tuán)、I 型超新星、星系…...其中，行星狀星云與I 型超新星的亮度范圍明確，亮度高，是較成功的遠(yuǎn)距離指標(biāo)。遠(yuǎn)距離指標(biāo)經(jīng)常需要利用近距離指標(biāo)來校準(zhǔn)，各種量距離方式的關(guān)聯(lián)性，可以用一倒立的“距離金字塔圖（the distance pyramid）” 來表示。 精確決定地球與太陽平均距離（一天文單位，1 AU），是量測宇宙距離的基礎(chǔ)。由開普勒定律，可以推算出金星與地球的最近距離約是0.28 A.U.。在金星最近地球時(shí)，用金星表面的雷達(dá)回波 時(shí)間，可找出（誤差小于一公里）1 AU = 149,597,870 公里≒1.5* 10^8 公里測距適用范圍：～1AU。 以地球和太陽間的平均距離為底線，觀測恒星在六個(gè)月間隔，相對(duì)于遙遠(yuǎn)背景恒星的視差。恒星的距離dd （秒差距，pc) = 1/ p （視差角，秒?。? pc 定義為造成一秒視差角的距離，等于3.26 光年。地面觀測受大氣視寧度的限制，有效的觀測距離約為100 pc （～300 光年）。在地球大氣層外的Hipparcos 衛(wèi)星與哈勃望遠(yuǎn)鏡，能用視差法量測更遠(yuǎn)的恒星，范圍可推廣到1000 pc。測距適用范圍：～1,000 pc。 如果星體的視星等為mV，絕對(duì)星等MV，而以秒差距為單位的星體距離是d。它們間的關(guān)系稱為距離模數(shù)mV - MV = -5 + 5lgd如果知道恒星的光譜分類 與光度分類 ，由赫羅圖 可以找出恒星的光度。更進(jìn)一步，可以算出或由赫羅圖讀出恒星的絕對(duì)星等，代入距離模數(shù)公式，即可以找出恒星的距離。因?yàn)橹餍蛐堑姆植驾^集中在帶狀區(qū)域，所以光譜視差法常用主序星為標(biāo)的。利用鄰近的恒星，校準(zhǔn)光譜視差法的量測。另也假設(shè)遠(yuǎn)處的恒星的組成與各項(xiàng)性質(zhì)，大致與鄰近恒星類似。誤差常在25% 以上，。（注：本銀河系直徑約30 Kpc)測距適用范圍：～7Mpc。例：若某恒星的視星等為+15 ，其光譜判定為G2 V 的恒星‘i從赫羅圖讀出該星的絕對(duì)星等為+5 ，代入距離模數(shù)公式15 - 5 = 5 log d - 5 ，求出該星的距離d= 1000 pc = 3260 光年。 位在不穩(wěn)定帶的后主序帶恒星，其亮度有周期性的變化（周光曲線），而綜合許多變星的周光關(guān)系，可以發(fā)現(xiàn)變星亮度變化周期與恒星的光度成正比（參見周光關(guān)系）。用來做距離指標(biāo)的變星種類主要有造父變星(I 型與Ⅱ 型）與天琴座RR型變星。測定變星的光譜類別后，由周光圖可以直接讀出它的光度（絕對(duì)星等）。由變星的視星等和絕對(duì)星，利用距離模數(shù)公式，mV - MV = -5 + log10d即可定出變星的距離。目前發(fā)現(xiàn)，最遠(yuǎn)的造父變星 在M 100，距離我們約17 Mpc。測距適用范圍：～17 Mpc。 平均每年可以觀測到數(shù)十顆外星系的超新星。大部份的超新星（I 型與Ⅱ 型） 的最大亮度多很相近，天文學(xué)家常假設(shè)它們一樣，并以它們做為大距離的指標(biāo)。以造父變星校準(zhǔn)超新星的距離，以找出I 型與Ⅱ 型星分別的平均最大亮度。由超新星的光度曲線 ，可以決定它的歸類。對(duì)新發(fā)現(xiàn)的超新星，把最大視亮度（mV) 與理論最大絕對(duì)亮度（MV) 帶入距離模數(shù)公式，即可找出超新星的距離。Ⅱ 型超新星受外層物質(zhì)的干擾，平均亮度的不確定性較高，I 型超新星較適合做為距離指標(biāo)。測距適用范圍：> 1000 Mpc。 漩渦星系的氫21 公分線，因星系自轉(zhuǎn)而有杜卜勒加寬。由譜線加寬的程度，可以找出譜線的位移量Δλ，并求出星系的漩渦臂在視線方向的速度Vr，Δλ/λo = Vr/c = Vsin i/ci 為觀測者視線與星系盤面法線的夾，由此可以推出漩渦星系的旋轉(zhuǎn)速率。Tulley 與Fisher 發(fā)現(xiàn)，漩渦星系的光度與自轉(zhuǎn)速率成正比，現(xiàn)在稱為Tulley-Fisher 關(guān)系。量漩渦星系的旋轉(zhuǎn)速率，可以知道漩渦星系的光度，用距離模數(shù)公式，就可以找出漩渦星系的距離。Tulley-Fisher 關(guān)系找出的距離，大致與I 型超新星同級(jí)，可互為對(duì)照。注：現(xiàn)常觀測紅外線區(qū)譜線，以避免吸收。測距適用范圍：> 100 Mpc。 幾乎所有星系相對(duì)于本銀河系都是遠(yuǎn)離的，其遠(yuǎn)離的徑向速度可用多普勒效應(yīng)來測量星系的紅位移 ，進(jìn)而找出星系遠(yuǎn)離的速度。1929年Edwin Hubble得到遠(yuǎn)離徑向速度與星系距離的關(guān)系哈勃定律Vr = H*d其中Vr = 星系的徑向遠(yuǎn)離速度H = 哈勃常數(shù)=87 km/(sec*Mpc)d = 星系與地球的距離以Mpc 為單位。哈柏定律是一個(gè)很重要的距離指標(biāo)，量得星系的遠(yuǎn)離速度，透過哈柏定律可以知道星系的距離。例：室女群（Vigro cluster) 的徑向遠(yuǎn)離速度為 Vr =1180 km/sec， 室女群與地球的距離為 d = Vr/H = 1180/70 = 16.8 Mpc。測距適用范圍：宇宙邊緣。 紅超巨星假設(shè)各星系最亮的紅超巨星絕對(duì)亮度都是MV = -8 ，受解析極限的限制，適用范圍與光譜視差法相同。測距適用范圍：～7Mpc。新星假設(shè)各星系最亮的新星，絕對(duì)亮度都是MV = -8。測距適用范圍：～20 Mpc。HⅡ 區(qū)假設(shè)其他星系最亮的HⅡ區(qū)之大小，和本銀河系相當(dāng)。（定H Ⅱ區(qū)的邊界困難，不準(zhǔn)度很高） 行星狀星云假設(shè)星系行星狀星云，光度分布的峰值在MV = - 4.48。測距適用范圍：～30 Mpc。球狀星團(tuán) 假設(shè)星系周圍的球狀星團(tuán)，光度分布的峰值在MV = - 6.5。測距適用范圍：～50 Mpc。Faber-Jackson 關(guān)系、D-σ關(guān)系Faber-Jackson 關(guān)系與Tulley-Fisher 關(guān)系類似，適用于橢圓星系。Faber-Jackson 關(guān)系：橢圓星系邊緣速率分布寬度σ的四次方與星系的光度成正比。D-σ關(guān)系：橢圓星系邊緣速率分布寬度σ與星系的大小D 成正比。測距適用范圍：> 100 Mpc。星系 假設(shè)其他更遠(yuǎn)的星系團(tuán)，與室女星系團(tuán)中最亮的星系都具有相同的光度MV = -22.83。測距適用范圍：～4,000 Mpc。