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,。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.

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,。

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

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)中把這個距離叫做一個“天文單位”(1AU),。1976年國際天文學(xué)聯(lián)合會把一個天文單位的數(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,，“恒星年”為單位作為地球公轉(zhuǎn)周期，便有：T2＝a3,。若一個行星的公轉(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),。

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,，因為恒星離我們愈遠(yuǎn),，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(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)9454254955488千米,。三種距離單位的關(guān)系是：

1秒差距＝206265天文單位＝3.26光年＝3.09×1013千米

1光年＝0.307秒差距＝63240天文單位＝0.95×1013千米,。

(2)分光視差法 　　

對于距離更遙遠(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)恒星的譜線強度去確定恒星的光度，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(guān)系測距法 　　

大質(zhì)量的恒星，當(dāng)演化到晚期時,，會呈現(xiàn)出不穩(wěn)定的脈動現(xiàn)象,，形成脈動變星。在這些脈動變星中,，有一類脈動周期非常規(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,，它是一顆亮度會發(fā)生變化的“變星”。變星的光變原因很多,。造父一屬于脈動變星一類,。當(dāng)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(guī)律,，它的變化周期是5天8小時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”,。

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發(fā)現(xiàn)：光變周期越長的恒星，其亮度就越大。這就是對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(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)達百億光年計的距離。