1樓：浦東大盜
三角視差法
測量天體之間的距離可不是一件容易的事。 天文學家把需要測量的天體按遠近不同分成好幾個等級。離我們比較近的天體，它們離我們最遠不超過100光年（1光年＝9.
461012千公尺），天文學家用三角視差法測量它們的距離。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。稍遠一點的天體我們無法用三角視差法測量它和地球之間的距離，因為在地球上再也不能精確地測定他它們的視差了。
移動星團法
這時我們要用運動學的方法來測量距離，運動學的方法在天文學中也叫移動星團法，根據它們的運動速度來確定距離。不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恆星是以相等和平行的速度在銀河系中移動的。在銀河系之外的天體，運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離。
造父視差法（標準燭光法）
物理學中有乙個關於光度、亮度和距離關係的公式。s∝l0/r2
測量出天體的光度l0和亮度s，然後利用這個公式就知道天體的距離r。光度和亮度的含義是不一樣的,亮度是指我們所看到的發光體有多亮，這是我們在地球上可直接測量的。光度是指發光物體本身的發光本領，關鍵是設法知道它就能得到距離。
天文學家勒維特發現「造父變星」，它們的光變週期與光度之間存在著確定的關係。於是可以通過測量它的光變週期來定出廣度，再求出距離。如果銀河系外的星系中有顆造父變星，那麼我們就可以知道這個星系與我們之間的距離了。
那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠星系，當然要另外想辦法。
三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法，前一支的尺度是幾百光年，後一支是幾百萬光年。在中間地帶則使用統計方法和間接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度達100億光年數量級。
哈勃定律方法
1929年哈勃(edwin hubble)對河外星系的視向速度與距離的關係進行了研究。當時只有46個河外星系的視向速度可以利用，而其中僅有24個有推算出的距離，哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關係。現代精確觀測已證實這種線性正比關係
v = h0×d
其中v為退行速度，d為星系距離，h0=100h0km．s-1mpc（h0的值為0 利用哈勃定律，可以先測得紅移δν/ν通過都卜勒效應δν/ν=v/c求出v，再求出d。 哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何乙個星系來看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠的星系間彼此散開的速度越大。 2樓：匿名使用者 當地球位於太陽兩側，也就是相隔半年的位置上測量遠處恆星在天空背景上的移動，再利用地球的公轉半徑，是可以得出結果的。但這種方法只能測量距離比較近的恆星。對於距離比較遠的天體，還可以用別的方法，例如當恆星遠離我們時，都卜勒效應會造成光譜紅移，測量紅移量也可以得出距離。 又如，有一類恆星叫造父變星，它的特點是光變週期越長，絕對星等數值越小，也就是說，測量了它的光變週期，就可以得出其絕對星等，而目視星等和絕對星等間存在和距離相關的函式，也就是說，測量了造父變星的光變週期，就可以得出它的距離。這種方法常用在測量河外星系的距離上。因此造父變星有個外號叫「量天尺」。 3樓：匿名使用者 強人啊,讀君一席話勝殺十年豬啊! 如何測量天體與地球之間的距離？ 4樓：紀韶桂孤萍 ），就可以知道物體的遠近了。（一道三角數學題） 兩眼間距較近，所以在看特別遠的物體的時候不容易區分，不過這個原理還是可以應用的，只要拉大兩眼間距即可，例如在地球上的兩地觀測月亮，然後根據視察就可以算出月亮離我們有多遠。這個辦法可以觀測太陽系內的天體了。 地球繞著太陽轉，所以即使你在乙個地方拍攝，等過一段時間，也相當於換了乙個地方，假如過了半年再拍攝，就相當於轉了半圈，到了軌道的對面，這麼遠的距離獲得的視察可以測出更遙遠的天體了。距離幾光年的就可以測到了，例如半人馬座的南門二。 再遠我也不大清楚了，用都卜勒效應好像也可以，宇宙膨脹，紅移越快說明距離越遠，這個應該有個演算法可以推斷。 還有造父變星可以做為量天尺，根據脈衝週期來判斷絕對亮度，通過絕對亮度和視覺亮度的差異來判斷距離。 或者星系形狀，不同形狀應該大小不同，跟亮度判斷差不多，實際尺寸和視覺尺寸的差異也可以判斷距離。 最後，還是請@steed老師來鑑定吧。 科學家是如何測量天體間的距離的？有什麼依據？ 如何測量兩顆星球之間的實際距離？ 5樓：匿名使用者 一般是用三角法，比如說地球在春分點和秋分點時分別觀測一顆恆星對地球的角度，然後以公轉軌道半徑為基線，算出它距地球的距離。 2.測量較近處的恆星，我們可以把地球繞太陽運動軌道的直徑作為已知距離的基線。 地球繞太陽一周的時間是一年，半年繞行半周。在相隔半年的那兩天裡，地球正好處在地球軌道直徑的兩端。在相隔半年的那兩天分別觀測同一顆恆星，其方向是不同的，這就是它的視差角。 由視差角和地球的軌道直徑(3億千公尺)，便可以計算出恆星的距離了。利用這種方法只能測量二三百光年以內的恆星的距離。 3.更遠處的恆星，因為它們的視差角太小了，無法測準，只能尋找其他方法。其中乙個著名的方法是利用造父變星的周光關係來推算遙遠天體的距離，造父變星因此而獲得了「量天尺」的美稱。 一般是用三角法，比如說地球在春分點和秋分點時分別觀測一顆恆星對地球的角度，然後以公轉軌道半徑為基線，算出它距地球的距離。 6樓：你不知道的科學 科學家如何測量星體之間的距離？難道靠猜嗎？ 7樓：請叫我大神棍 通過探測雷射在兩星球之間往返的時間 8樓：匿名使用者 現在科學這麼發達，肯定有方法啊。 9樓：匿名使用者 可以通過航行時間和速度及計算測量 10樓：匿名使用者 用光來測量，通過光的傳播速度。 11樓：崛起的男神 可以通過聲納探測距離 12樓：南巷 等……科學家來告訴我們 13樓：風蜂蜜柚子茶 我覺得可以利用光速和聲速來回答 14樓： 拿著捲尺坐著火箭量去唄 如何測量天體與地球之間的距離？ 15樓：特雷西 ），就可以知道物體的遠近了。（一道三角數學題） 兩眼間距較近，所以在看特別遠的物體的時候不容易區分，不過這個原理還是可以應用的，只要拉大兩眼間距即可，例如在地球上的兩地觀測月亮，然後根據視察就可以算出月亮離我們有多遠。這個辦法可以觀測太陽系內的天體了。 地球繞著太陽轉，所以即使你在乙個地方拍攝，等過一段時間，也相當於換了乙個地方，假如過了半年再拍攝，就相當於轉了半圈，到了軌道的對面，這麼遠的距離獲得的視察可以測出更遙遠的天體了。距離幾光年的就可以測到了，例如半人馬座的南門二。 再遠我也不大清楚了，用都卜勒效應好像也可以，宇宙膨脹，紅移越快說明距離越遠，這個應該有個演算法可以推斷。 還有造父變星可以做為量天尺，根據脈衝週期來判斷絕對亮度，通過絕對亮度和視覺亮度的差異來判斷距離。 或者星系形狀，不同形狀應該大小不同，跟亮度判斷差不多，實際尺寸和視覺尺寸的差異也可以判斷距離。 最後，還是請@steed老師來鑑定吧。 星球之間的距離是怎樣測量的？ 16樓：匿名使用者 雷達遙測(radar ranging) 精確決定地球與太陽平均距離(一天文單位，1 au)，是量測宇宙距離的基礎。 由克卜勒定律 ，可以推算出金星與地球的最近距離約是0.28 a.u.。在金星最近地球時，用金星表面的雷達回波 時間，可找出(誤差小於一公里) 1 au = 149,597,870 公里≈1.5* 108 公里 測距適用範圍：～1au。 恆星視差法(stellar parallax) 以地球和太陽間的平均距離為底線，觀測恆星在六個月間隔，相對於遙遠背景恆星的視差 。恆星的距離d d (秒差距，pc) = 1/ p (視差角，秒弧) 1 pc 定義為造成一秒視差角的距離，等於3.26 光年。地面觀測受大氣視寧度的限制，有效的觀測距離約為100 pc (～300 光年)。 在地球大氣層外的hipparcos 衛星與哈伯望遠鏡，能用視差法量測更遠的恆星，範圍可推廣到1000 pc。 測距適用範圍：～1,000 pc。 光譜視差法(spectroscopic parallax) 如果星體的視星等為mv，絕對星等mv，而以秒差距為單位的星體距離是d。它們間的關係稱為距離模數 mv - mv = -5 + log10d 如果知道恆星的光譜分類 與光度分類 ，由赫羅圖 可以找出恆星的光度。更進一步，可以算出或由赫羅圖讀出恆星的絕對星等，代入距離模數公式，即可以找出恆星的距離。 因為主序星的分布較集中在帶狀區域，所以光譜視差法常用主序星為標的。利用鄰近的恆星，校準光譜視差法的量測。另也假設遠處的恆星的組成與各項性質，大致與鄰近恆星類似。 誤差常在25% 以上，。(注：本銀河系直徑約30 kpc) 測距適用範圍：～7mpc。 例： 若某恆星的視星等為+15 ，其光譜判定為g2 v 的恆星『i從赫羅圖讀出該星的絕對星等為+5 ，代入距離模數公式15 - 5 = 5 log d - 5 ，求出該星的距離d= 1000 pc = 3260 光年。 變星 位在不穩定帶的後主序帶恆星，其亮度有週期性的變化(周光曲線)，而綜合許多變星的周光關係，可以發現變星亮度變化週期與恆星的光度成正比(參見周光關係) 。用來做距離指標的變星種類主要有造父變星(i 型與ii 型)與天琴座變星。 測定變星的光譜類別後，由周光圖可以直接讀出它的光度(絕對星等)。由變星的視星等和絕對星，利用距離模數公式， mv - mv = -5 + log10d 即可定出變星的距離。目前發現，最遠的造父變星 在m 100，距離我們約17 mpc。 測距適用範圍：～17 mpc。 超新星平均每年可以觀測到數十顆外星系的超新星。大部份的超新星(i 型與ii 型) 的最大亮度多很相近，天文學家常假設它們一樣，並以它們做為大距離的指標。 以造父變星校準超新星的距離，以找出i 型與ii 型星分別的平均最大亮度。由超新星的光度曲線 ，可以決定它的歸類。對新發現的超新星，把最大視亮度(mv) 與理論最大絕對亮度(mv) 帶入距離模數公式，即可找出超新星的距離。 ii 型超新星受外層物質的干擾，平均亮度的不確定性較高，i 型超新星較適合做為距離指標。 測距適用範圍：> 1000 mpc。 tulley-fisher 關係 漩渦星系的氫21 公分線，因星系自轉而有杜卜勒加寬 。由譜線加寬的程度，可以找出譜線的位移量δλ，並求出星系的漩渦臂在視線方向的速度vr， δλ/λo = vr/c = vsin i/c i 為觀測者視線與星系盤面法線的夾，由此可以推出漩渦星系的旋轉速率。tulley 與fisher 發現，漩渦星系的光度與自轉速率成正比，現在稱為tulley-fisher 關係。 量漩渦星系的旋轉速率，可以知道漩渦星系的光度，用距離模數公式，就可以找出漩渦星系的距離。tulley-fisher 關係找出的距離，大致與i 型超新星同級，可互為對照。 注：現常觀測紅外線區譜線，以避免吸收。 測距適用範圍：> 100 mpc。 哈伯定律 幾乎所有星系相對於本銀河系都是遠離的，其遠離的徑向速度可用都卜勒效應來測量星系的紅位移 ，進而找出星系遠離的速度。 1929年edwin hubble得到遠離徑向速度與星系距離的關係 哈柏定律 vr = h*d 其中 vr = 星系的徑向遠離速度 h = 哈柏常數=87 km/(sec*mpc) d = 星系與地球的距離以mpc 為單位。 哈柏定律是乙個很重要的距離指標，量得星系的遠離速度，透過哈柏定律可以知道星系的距離。 例: 室女群(vigro cluster) 的徑向遠離速度為 vr ＝1180 km/sec， 室女群與地球的距離為 d = vr/h = 1180/70 = 16.8 mpc。 測距適用範圍：宇宙邊緣。 其他測距離的方法 紅超巨星 假設各星系最亮的紅超巨星絕對亮度都是mv = -8 ，受解析極限的限制，適用範圍與光譜視差法相同。 測距適用範圍：～7mpc。 新星 假設各星系最亮的新星，絕對亮度都是mv = -8 。 測距適用範圍：～20 mpc。 hii 區 假設其他星系最亮的hii區之大小，和本銀河系相當。(定h ii區的邊界困難，不准度很高) 行星狀星雲 假設星系行星狀星雲，光度分布的峰值在mv = - 4.48。 測距適用範圍：～30 mpc。 球狀星團 假設星系周圍的球狀星團，光度分布的峰值在mv = - 6.5。 測距適用範圍：～50 mpc。 faber-jackson 關係、d-σ關係 faber-jackson 關係與tulley-fisher 關係類似，適用於橢圓星系。faber-jackson 關係：橢圓星系邊緣速率分布寬度σ的四次方與星系的光度成正比。 d-σ關係：橢圓星系邊緣速率分布寬度σ與星系的大小d 成正比。 測距適用範圍：> 100 mpc。 星系 假設其他更遠的星系團，與室女星系團中最亮的星系都具有相同的光度mv = -22.83。 測距適用範圍：～4,000 mpc。 1 首先開啟桌面adams 匯入建立好的模型 點選介面上方的 connectors 一欄的旋轉副。2 之後會出現設定視窗。3 然後在 construction 一欄的第一行選擇 2bodies 1location 如下圖所示。4 第二行選擇 pick geometry feature 5 設定完成後... 假同色圖。這是普通體檢常用的一種辨別色盲的方法。通常稱為色盲本，它是利用色調深淺程度相同而顏色不同的點組成數字或圖形，在自然光線下距離0.5m處識讀。色覺障礙者辨認困難，讀錯或不能讀出。2色線束試驗。這種方法是把深淺不同，顏色不同的毛線束混在一起，令被檢者挑出與標準線束相同顏色的線束。此法頗費時間，... 正確量血壓方法指測量正常右上臂血壓，測量之前需要避免影響血壓因素，比如情緒 運動等。首先休息5分鐘，而且避免喝咖啡 抽菸後，最好能排空膀胱，使身體處於非常放鬆的狀態。一般可以採取坐位 臥位和站立位三個姿勢來量血壓，但最好選擇坐位，而且要有背靠椅，患者背靠椅子裸露右前臂，不能隔著衣服。選用標準水銀汞式... 凡是不溶於水的氣體，都可借助排水集氣法，用天平 量筒測得其密度，其準確度取決於天平的感量和量筒的最小刻度 測量方法 1 取一球膽 或皮囊 接一根帶夾子的膠管，盛滿氣體後，用天平稱出其質量m1 2 用如圖的裝置，用力擠壓球膽，用排水集氣法在量筒中收集氣體 集氣完畢後，擰緊夾子 上下移動量筒，使其內外水... 18世紀是熱學的真正開端，首先是計溫學在這一時期迅速地發展起來。儘管伽利略 蓋利克 讓 萊伊以及西門圖學院的院士們已在17世紀發明了第一批驗溫器並不斷做了改進，但它們仍不便於得出定量測定的結果，不同驗溫器中的不同測溫質 不同固定點以及刻度的隨意性等，使這些驗溫器只適於對該處溫度漲落作相對的估計。出生...adams如何測量角度，ADAms如何測量角度
如何定量分析兩個顏色間的匹配程度 測量顏色的常用工具有
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