你如何測量天體之間的距離？ 光年的一面怎麼樣？

天體物理測距的意義：人類對宇宙認識的不斷擴充套件，不僅使人們越來越了解宇宙的結構和演化，而且促進了物理學在揭示微觀世界奧秘方面的進步。

氮氣最初是在太陽上發現的，直到25年後才在地球上被發現。 熱核聚變的概念是在研究恆星的能量來源時提出的。 由於地球條件的限制，某些物理定律的驗證只能通過宇宙的“實驗室”進行。

使用天體作為參考坐標

確定地球上地面點的坐標是實用天文學的主題，用於大地測量、地面定位和導航。 地球自轉的微小變化會使天球和地球坐標系之間的關係複雜化。

為了提供所需的校正，建立了時間服務和極移服務。 對地球自轉和地殼運動的研究已經發展成為天文地球動力學，這是天體測量學和地球科學相關分支之間的一門邊緣學科。 這些天體測量任務是相互聯絡和相輔相成的。

天體之間的距離真的很遠，一般的公里計算方法對於普通人來說並不容易理解，即使不能用科學的計數方法，如果用光年，有對比，並且將距離與光速進行比較，那麼就很容易理解天體之間的距離有多大。

如果用“討論公里”來表示到目前為止，即使是最近的恆星和地球之間的距離也被發現，這幾乎是不可能的。 因為如果要把這樣的數字寫下來，幾輩子都不會寫出來。 光是宇宙中最快的，大約每秒30萬公里，1光年大約是10萬公里。

以光年為單位計算恆星之間的距離更方便。 因此，以光年為單位計算天體之間的距離。

我認為有兩個原因：

1.天體之間的距離一般都很遠，光年是乙個比較大的單位，方便計數;

2.在確定天體距離時，一般是用光的執行時間來計算的，光年是光在一年內行進的距離，方便測量後直接記錄。

一般來說，離地球比較近的行星是使用三角視差法確定的。 三角視差法又稱年度視差法，是因為地球繞太陽轉半圈，形成地球公轉的直徑，確定行星與地球的視差角，然後地球與行星的距離就可以通過三角函式來計算。

三角視差法。

測量天體之間的距離並非易事。 天文學家根據距離將要測量的物體分為幾個等級。 天文學家測量離我們更近的天體的距離，距離我們不超過 100 光年（1 光年公里）。

三角視差法是將測得的天體放在乙個大三角形的頂點，地球繞太陽公轉直徑的兩端是三角形的另外兩個頂點。 稍遠的天體無法通過三角視差來測量它與地球的距離，因為不再可能準確測量它們在地球上的視差。

移動星團法。

這時，我們需要用運動學的方法測量距離，在天文學上也叫移動星團的方法，根據它們的速度來確定距離。 然而，運動學也必須用於假設移動星團中的所有恆星都在銀河系中以相等和平行的速度運動。 銀河系以外的天體不能通過運動學方法來確定它們與地球的距離。

造父變星視差法（標準蠟燭法）。

物理學中有乙個關於光度、亮度和距離之間關係的公式。 s∝l0/r2

測量天體的光度 l0 和亮度 s，然後用這個公式知道天體的距離 r。 光度和亮度有不同的含義，亮度是指我們看到的發光體有多亮，這是我們在地球上可以直接測量的東西。 光度測量是指發光物體發光的能力，關鍵是要嘗試了解它以獲得距離。

天文學家勒維特發現了“造父變星”，它們的發光週期和光度之間有明確的關係。 寬度可以通過測量其光周期來確定，然後可以找到距離。 如果銀河系外的星系中有造父變星，那麼我們就可以知道這個星系和我們之間的距離。

當然，對於有或沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠的星系，他們必須找到另一種方式。

三角視差和造父變星視差是兩種最常用的測距方法，前者測量幾百光年，後者測量幾百萬光年。 在中間區域，使用統計和間接方法。 最大的測量尺度是哈勃定律方法，大約為100億光年。

哈勃定律方法。

1929年，埃德溫·哈勃（Edwin Hubble）研究了銀河系外星系的徑向速度和距離之間的關係。 當時，只有46個星系外星系有徑向速度可以使用，其中只有24個有計算距離，哈勃推導出徑向速度和距離之間大致呈線性比例關係。 現代精確觀測證實了這種線性比例性。

v = h0×d

其中 v 是後退速度，d 是星系的距離，h0 = 100h0km s-1mpc（h0 的值為 .