怎样知道一颗星星离我们有多远？

怎样知道一颗星星离我们有多远？

科学家测量的
太阳和地球的平均距离约1.5亿千米。如果要从地球步行到太阳，每小时走5公里，日夜不停也要花3500年；如果乘火车，时速 100公里，也需要不停地奔驰170多年。假如声音能够在宇宙空间传播，那么太阳

上所发出的声音，大约要过13年零9个月才能到达地球。即使是最快的光，一秒钟走30万公里，从太阳发出射到地球上也得8分19秒。
[太阳和地球的距离]
地球与太阳的最大距离是1.521×108千米，约在每年七月初，最小距离是1.471×108千米，约在每年一月初。平均距离是1.496×108千米。人们把地球与太阳之间的距离作为一个天文单位，取其整数为1亿5千万千米。这段距离相当于地

球直径的11700倍，乘时速1000千米的飞机要花17年才能到达太阳，发射每秒11.23千米的宇宙飞船也要经过150多天到达，太阳光照射到地球需要8分多钟。太阳和地球的距离在天文学上称做“天文单位”，这是一个很重要的数字，很多

天文数字都是以它为基础的。测量日地距离的方法有好几种，一种是利用金星凌日(即太阳、金星一地球刚好在一条直线上)；另一种方法是利用小行星测量日地距离。历史上就是用前一种方法测出地球到太阳的距离的，也是这样算出日

地平均距离的，即从地球上发出一束雷达波，打到金星上面，再从金星上反射回来。利用这种方法测出的日地平均距离为149,597,870公里，大约为15,000万公里。

最近的星星是月球，三十八万公里。 对于我们一般的业余用的望远镜，能看到最远的天体就是室女-后发星系团那一堆星系，人类目前看到最远的天体是哈勃的超深场看到的星系，距离地球约150光年，红移超过了30。 光年是长度单位，一光年就是光在一年中走的距离。150光年就是从遥远的彼岸发出的光，要经过150年才能呢个到达地球。 纠正楼主一个错误：太阳光到达地球需要8分19秒多，接近8分20秒。

大约合9 460 800 000 000 000米）。

人们常常用“天文数字”来形容数字的巨大，事实也确实如此： 日－地距离是149 597 870千米，仙女座星系距离我们236万光年，整 个宇宙的尺度大约是15 000 000 000光年(大约合9 460 800 000 000 000米）。 这些硕大无朋的数字是什么得出的？天文学家用的是什么尺子？ 从窗口望去我可以判断大街上的行人距离我多远，这依靠的是周 围的参照物和生活常识，要测量旗杆的高度可以把它放倒然后用尺子 量。然而对于天文学家来说，这些方法全都是遥不可及——的确是遥 不可及，天文学家的工作就是研究那些遥不可及的天体。那么，天文 学家是如何测量距离的呢？ 从地球出发 首先来说说视差。什么是视差呢？视差就是观测者在两个不同位 置看到同一天体的方向之差。我们来做个简单的实验：伸出你的右手 拇指，交替闭合和睁开双眼，你会发现拇指向对于背景左右移动。这 就是视差。在工程上人们常用三角视差法测量距离。如图，如果我们 测量出∠α、∠β和两角夹边a（称作基线）， 那么这个三角形就可以 被完全确定。 天体的测量也可以用三角视差法。它的关键是找到合适的边长a—— 因为天体的距离通常是很大的——以及精确测量角度。 我们知道，地球绕太阳作周年运动，这恰巧满足了三角视差法的条 件：较长的基线和两个不同的观测位置。试想地球在轨道的这一侧和另 一侧，观测者可以察觉到恒星方向的变化——也就是恒星对日－地距离 的张角θ（如图）。图中所示的是周年视差的定义。通过简单的三角学 关系可以得出： r=a/sinθ 由于恒星的周年视差通常小于1°，所以(使用弧度制)sinθ≈θ。如 果我们用角秒表示恒星的周年视差的话，那么恒星的距离r=206 265a/θ。 通常，天文学家把日－地距离a称作一个天文单位（A.U.）。只要测量 出恒星的周年视差，那么它们的距离也就确定了。当然， 周年视差不 一定好测。 第谷一辈子也没有观测的恒星的周年视差——那是受当时 的观测条件的限制。 天文单位其实是很小的距离，于是天文学家又提出了秒差距（pc） 的概念。也就是说，如果恒星的周年视差是1角秒（1/3600秒），那么 它就距离我们1秒差距。很显然，1秒差距大约就是206265天文单位。 遗憾的是，我们不可能把周年视差观测的相当精确。现代天文学使 用三角视差法大约可以精确的测量几百秒差距内的天体，再远，就只好 望洋兴叹了。 星等的关系 星等是表示天体相对亮度的数值。我们直接观测到的星等称为视星 等，如果把恒星统一放到10秒差距的地方，这时我们测量到的视星等就 叫做绝对星等。视星等（m）和绝对星等（M）有一个简单的关系： 5lg r=m-M+5 这就意味着，如果我们能够知道一颗恒星的视星等（m） 和绝对星 等（M），那么我们就可以计算出它的距离（r）。不消说，视星等很好 测量，那么绝对星等呢？很幸运，通过对恒星光谱的分析我们可以得出 该恒星的绝对星等。这样一来，距离就测出来了。通常这被称作分光视 差法。 绝对星等是很有用的。天文学家通常有很多方法来确定绝对星等。 比如主星序重叠法。如果我们认为所有的主序星都具有相同的性质。那 么相同光谱型的恒星就有相同的绝对星等。如果对照太阳附近恒星的赫 罗图，我们就可以求出遥远恒星的绝对星等，进而求出距离。 造父变星是一种性质非常奇特的恒星。所谓变星是指光度周期性变 化的恒星。造父变星的独特之处就在于它的光变周期和绝对星等有一个 特定的关系（称为周光关系）。通过观测光变周期就可以得出造父变星 的绝对星等。有了绝对星等，一切也就好说了。 造父变星有两种：经典造父变星和室女座W型造父变星， 它们有不 同的周光关系。天琴座的RR型变星也具有特定的周光关系，因此也可以 用来测定距离。这种使用变星测距的方法大致可以测量108秒差距的恒星。 向红端移动 人们观测到，更加遥远的恒星的光谱都有红移的现象，也就是说， 恒星的光谱整个向红端移动。造成这种现象的原因是：遥远的恒星正在 快速的离开我们。根据多普勒效应可以知道，离我们而去的物体发出的 光的频率会变低。 1929年，哈勃(Hubble,E.P.)提出了著名的哈勃定律，即河外星系的视 向退行速度和距离成正比：v=HD。这样，通过红移量我们可以知道星 体的推行速度，如果哈勃常数H确定，那么距离也就确定了（事实上， 哈勃太空望远镜的一项主要任务就是确定哈勃常数H）。 这样，我们就可以测量到这个可观测宇宙的边缘了。 回到地球 不过还是有一个问题，这种天文学的测量如同一级一级的金字塔， 那么金字塔的地基——天文单位到底是多少呢？如果测量不出天文单位， 其他的测量就都成了空中楼阁。 天文单位的确是天文测量的基石。20世纪60年代以前，天文单位也 是用三角测量法测出的，在这之后，科学家使用雷达测量日－地距离。 雷达回波可以很准确的告诉我们太阳里我们有多远，这样一来，天文学 家就可以大胆的测量遥远的星辰了

测量恒星与我们的距离有很多方法，其中最常用的叫做三角视差法。 　　我们都知道，随着地球绕着太阳公转，星星在天球背景上的位置也会发生变化。 　　如果在1月1日，记下一颗恒星在天球上的位置；半年以后，在7月1日再记下这颗恒星在天球上的位置。我们会发现，这颗恒星的位置发生了微小的变化。这个变化被称作恒星的周年视差，也就是从地球上1月1日和7月1日观察这颗恒星的视线的夹角的度数。从而知道，半年之间地球围绕太阳运转，位置变化了3亿公里。有了这两个数据，运用数学上解三角形的方法，就可以算出恒星与我们的距离。