三角视差法来测量星体的（三角视差的限度）

美美今天给大家讲解三角视差法来测量星体的和三角视差的限度的相关知识，希望能解决大家的疑惑。

星际之间的距离是如何测量的

1、雷达波法：直接向天体发射雷达波，通过雷达被反射的时间确定距离。适用于太阳系内天体。三角视差法：通过地球绕太阳的公转引起的观测天体位置的变化来确定天体的距离。适用于1000光年以内天体。造父变星法：通过造父变星的亮度与光度变化周期之间的关系来确定天体的距离。

2、如果知道恒星的光谱分类与光度分类，由赫罗图可以找出恒星的光度。更进一步，可以算出或由赫罗图读出恒星的绝对星等，代入距离模数公式，即可以找出恒星的距离。因为主序星的分布较集中在带状区域，所以光谱视差法常用主序星为标的。利用邻近的恒星，校准光谱视差法的量测。

3、这时我们要用运动学的方法来测量距离，运动学的方法在天文学中也叫移动星团法，根据它们的运动速度来确定距离。不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中移动的。在银河系之外的天体，运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离。

4、只要能观测到遥远星系中的造父变星，利用周光关系就可以将星团、星系的距离确定出来。二：哈勃定律v=Hd。二：哈勃定律v=Hd 它是测量遥远星系距离的唯一有效方法。河外星系退行速度v与距离d成正比。等式中的H称为哈勃常数，与宇宙密度有关，目前这个值在50-100之间。

1、各种不同的星体距离测量法不同的星体间距离测量方法可以进行相互佐证来证明它的正确性，常用的星体距离测量方法有三角视差法，它可以有效测量出距离为一百光年以内的天体距离，这是一种最早以及最基本的测量方法。

2、同样地，当地球自转时，靠近地球的星星的位置总是会从一个地方移动到另一个地方，而远处的星星似乎在远离地球。利用这一原理，天文学家可以更准确地计算出绕地球轨道运行的恒星之间的距离。比方说有一条名为AB的线，我们称之为基线，基线越长，可以测到的距离越远。

3、图中当角度p为三角形的一个角秒，是天文学上的一种测量长度单位。用视差法测距离，需要结合使用望远镜，并且只能在测量50光年以内的行星与地球之间的距离才能精准。

4、雷达遥测(radar ranging)精确决定地球与太阳平均距离(一天文单位，1 AU)，是量测宇宙距离的基础。由克卜勒定律，可以推算出金星与地球的最近距离约是0.28 A.U.。

5、例如，有一条线叫AB，我们称之为基线。基线越长，可测量的距离就越远。因此，可以拍摄目标行星的照片，一段时间后再拍一张，比较两张照片中星系的差异。这条不同的线连接在一起的拐角是时差。星系之间的距离是如何测算的？仰望天空时，有些星星看起来比他亮得多。

测量较近处的恒星：我们可以把地球绕太阳运动轨道的直径作为已知距离的基线。地球绕太阳一周的时间是一年，半年绕行半周。在相隔半年的那两天里，地球正好处在地球轨道直径的两端。在相隔半年的那两天分别观测同一颗恒星，其方向是不同的，这就是它的视差角。

雷达波法：直接向天体发射雷达波，通过雷达被反射的时间确定距离。适用于太阳系内天体。三角视差法：通过地球绕太阳的公转引起的观测天体位置的变化来确定天体的距离。适用于1000光年以内天体。造父变星法：通过造父变星的亮度与光度变化周期之间的关系来确定天体的距离。

比较近的恒星可以用视差的方法进行测量。譬如，我们要测量远处的一座塔到我们的距离，可以先确定两个已知距离的测量点，然后分别从这两个点去看塔顶的方向，两个方向的夹角就叫做视差角。在一个等腰三角形中，知道顶角和对边，就可以求出它利用周年视差测量恒星的距离的高，也就是塔顶到我们的距离。

视差法，视差法是德国的天文学家贝塞尔发明的计算行星和地球之间的距离的一种方法。

变星测量法是通过变光原理和周光关系来计算天体距离，光谱红移法则是最适用的测量天体距离有效方法。光谱红移法的测量过程光存在一种现象，光源距离较远时，光谱线是向红外端偏移的，速度越大偏移得会更加的厉害，这种现象也被称做光线红移。当光源距离较近时，光谱线朝紫外一端移动，称做光线蓝移。

http：//baike.baidu.com/view/3601htm 距离地球的距离有着多种方法。

我们首先需要确定被测量星体是在太阳系之内的星体、太阳系外较近的星体，还是太阳系外较远的星体。因为，科学家们对于位于不同的位置区间的星体，会使用不同的测量方法。比如，对于太阳系内的其他星体和地球之间的距离，科学家们通常会使用三角测量法来求得两者之间的距离。

开普勒是理论建立在哥白尼日心说的基础上，他的时代是伽利略之后，所以是通过望远镜观测。开普勒所用的方法就是普通的三角测量法。在大地测量工作中，常常要测定那些由于某种自然障碍而无法直接到达的目标的距离。假定需要测定A地到对岸塔C的距离，因A、C两地被大河阻隔，无法直接去测量这段距离的长度。

测量天体距离的方法年代由远到近：三角视差法、分光视差法、造父变星周光关系、超新星光度、星系的普遍红移。测量学中视差是在光学实验的调整过程中，随着眼睛的晃动（观察位置稍微改变），标尺与被测物体之间产生相对移动，造成难以进行准确的实验测量的一种现象。

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。

三角视差法来测量星体的（三角视差的限度）