遙遠的恆星與地球的距離是如何測定的

1樓：春秀榮羽壬

如果是距離不太遠的恆星，可以用三角視差法測量，原理等同於我們的雙眼判斷某物的距離，是根據兩眼看見該物體在背景上位於的不同位置而得知物體的遠近。這方法用來測量恆星距離，是以地球軌道的直徑為測量基線，如果地球在軌道兩端能測得恆星在星空背景上有移動，就能算出距離。

更遠的恆星如果不能用視差法測量，假如它是造父變星，也能知道它的距離，因為這類變星最大特點是光變週期與絕對星等有關，因此可以根據視星等和絕對星等求出實際距離。

如果某個恆星是某個星團的成員，而且這個星團在運動，我們又能觀察到這個星團所有恆星都在向天空中某個點聚集的話，我們就已經知道這個星團的運動方向，然後利用都卜勒效應測出裡面恆星的視向速度，就可以求出切向速度，再用切向速度除以那個恆星的切向角速度，就可得出距離。

當然，如果知道恆星的星型，是可以從赫羅圖查出恆星的絕對星等從而得出距離，只是準確度不太高，還可能受其它因素影響。

2樓：嚴素蘭湛媚

用三角視差法可以測量出100光年範圍以內的恆星。三角視差法是把被測的那個天體置於乙個特大三角形的頂點，地球繞太陽公轉的軌道直徑的兩端是這個三角形的另外二個頂點，通過測量地球到那個天體的視角，再用到已知的地球繞太陽公轉軌道的直徑，依靠三角公式就能推算出那個天體到我們的距離了。

在遠的就要通過克卜勒第三定律，（a的公轉週期）2×（b的軌道半徑）3

=（b的公轉週期）2×（a的軌道半徑）3。

公轉週期可以通過觀察直接求得。然後就求出2個未知數。下一步是由太陽系過渡到恆星距離的測定，由於地球每年繞太陽公轉一周，我們在一年之中所看到附近恆星在天上的方向老是略有變遷。

圖b-1就簡略地表示了這種情況。把地球在1月1日的位置和7月1日的位置這兩點用一條直線連起來，它的長度是已知的，也就是地球軌道半徑的2倍。天文學家只要在這2天觀測某星，就能測出圖b-1中的cab角和cba角。

這樣，三角形abc的兩角和一邊已知，用我們在中學裡就已學過的數學可以求出所有未知的角和邊，就是說，也能算出地球和該星在1月1日和7月1日兩個時刻的距離。不過實際上恆星都是極為遙遠，這兩段距離之間的細微差別完全可以忽略不計。

還一中重要的方法是：它的依據是，同乙個星團中的恆星都在以同樣的速率沿著平行的軌道向同一方向運動。雖然從地球上看去它們在天上的位置變化非常緩慢，很不容易測量出來，但天文學家還是發現了許多星團中群星的平行軌道都有會聚到天上某一點的現象，就像地面平行的火車鐵軌看起來在遠方會聚到一點那樣。

這種會聚點告訴我們該群恆星飛向何方。有了這項資訊，又用都卜勒效應得到了這些恆星的視向速度，再測出了它們年復一年相對於遙遠背景星的移動角速度，就可以求出它們的距離來。這時的做法也無非就是簡易的解三角形計算。

許多星團的距離是這樣測定的。再把這些星的光度求出來。在研究它們在赫羅圖上的分布規律。

，以上不能的話

就要通過2條規律一條是其中質量較小的恆星位於主序上，另一條是這些星全都滿足主序星所應有的顏色與光度對應關係。這樣一來，只要我能測出這個星團中某一顆主序星的顏色，馬上就能知道它的光度，把光度和這顆星在天上看起來的視亮度加以對比，略作計算，我就能求出這顆星的，也就是這個星團的距離。

總的來說，

天文學家利用三角視差法、分光視差法、星團視差法、統計視差法、造父視差法和力學視差法等，測定恆星與我們的距離。