測量河外星系距離的方法(測量天體的距離的方法有哪幾種)
1.測量天體的距離的方法有哪幾種
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恒星對地球的角度，然后以公轉(zhuǎn)軌道半徑為基線，算出它距地球的距離 對于較近的天體（500光年以內(nèi)）采用三角法測距。
500--10萬光年的天體采用光度法確定距離。 10萬光年以外天文學(xué)家找到了造父變星作為標(biāo)準(zhǔn)，可達(dá)5億光年的范圍。
更遠(yuǎn)的距離是用觀測到的紅移量，依據(jù)哈勃定理推算出來的。 參考資料：吳國盛 《科學(xué)的歷程》 同的天體距離要有不同的方法，摘抄如下： 天體測量方法 2.2.2光譜在天文研究中的應(yīng)用 人類一直想了解天體的物理、化學(xué)性狀。
這種愿望只有在光譜分析應(yīng)用于天文后才成為可能并由此而導(dǎo)致了天體物理學(xué)的誕生和發(fā)展。通過光譜分析可以：（1）確定天體的化學(xué)組成；（2）確定恒星的溫度；（3）確定恒星的壓力；（4）測定恒星的磁場；（5）確定天體的視向速度和自轉(zhuǎn)等等。
2.3天體距離的測定 人們總希望知道天體離我們有多遠(yuǎn)，天體距離的測量也一直是天文學(xué)家們的任務(wù)。不同遠(yuǎn)近的天體可以采不同的測量方法。
隨著科學(xué)技術(shù)的發(fā)展，測定天體距離的手段也越來越先進(jìn)。由于天空的廣袤無垠，所使用測量距離單位也特別。
天文距離單位通常有天文單位（AU）、光年（ly）和秒差距（pc）三種。 2.3.1月球與地球的距離 月球是距離我們最近的天體，天文學(xué)家們想了很多的辦法測量它的遠(yuǎn)近，但都沒有得到滿意的結(jié)果。
科學(xué)的測量直到18世紀(jì)（1715年至1753年）才由法國天文學(xué)家拉卡伊（N.L.Lacaille）和他的學(xué)生拉朗德（Larand）用三角視差法得以實現(xiàn)。他們的結(jié)果是月球與地球之間的平均距離大約為地球半徑的60倍，這與現(xiàn)代測定的數(shù)值（384401千米）很接近。
雷達(dá)技術(shù)誕生后，人們又用雷達(dá)測定月球距離。激光技術(shù)問世后，人們利用激光的方向性好，光束集中，單色性強等特點來測量月球的距離。
測量精度可以達(dá)到厘米量級。 2.3.2太陽和行星的距離 地球繞太陽公轉(zhuǎn)的軌道是橢圓，地球到太陽的距離是隨時間不斷變化的。
通常所說的日地距離，是指地球軌道的半長軸，即為日地平均距離。天文學(xué)中把這個距離叫做一個“天文單位”（1AU）。
1976年國際天文學(xué)聯(lián)合會把一個天文單位的數(shù)值定為1.49597870*1011米，近似1.496億千米。 太陽是一個熾熱的氣體球，測定太陽的距離不能像測定月球距離那樣直接用三角視差法。
早期測定太陽的距離是借助于離地球較近的火星或小行星。先用三角視差法測定火星或小行星的距離，再根據(jù)開普勒第三定律求太陽距離。
1673年法國天文學(xué)家卡西尼（Dominique Cassini）首次利用火星大沖的機會測出了太陽的距離。 許多行星的距離也是由開普勒第三定律求得的，若以1AU為日地距離，“恒星年”為單位作為地球公轉(zhuǎn)周期，便有：T2=a3。
若一個行星的公轉(zhuǎn)周期被測出，就可以算出行星到太陽的距離。如水星的公轉(zhuǎn)周期為0.241恒星年，則水星到太陽的距離為0.387天文單位（AU）。
2.2.3恒星的距離 由于恒星距離我們非常遙遠(yuǎn)，它們的距離測定非常困難。對不同遠(yuǎn)近的恒星，要用不同的方法測定。
目前，已有很多種測定恒星距離的方法： （1）三角視差法 河內(nèi)天體的距離又稱為視差，恒星對日地平均距離（a）的張角叫做恒星的三角視差（p），則較近的恒星的距離D可表示為： sinπ=a/D 若π很小，π以角秒表示，且單位取秒差距（pc），則有：D=1/π 用周年視差法測定恒星距離，有一定的局限性，因為恒星離我們愈遠(yuǎn)，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎(chǔ)，至今用這種方法測量了約10,000多顆恒星。
天文學(xué)上的距離單位除天文單位（AU）、秒差距（pc）外，還有光年（ly），即光在真空中一年所走過的距離，相當(dāng)94605億千米。三種距離單位的關(guān)系是： 1秒差距（pc）=206265天文單位（AU）=3.26光年=3.09*1013千米 1光年（1y）=0.307秒差距（pc）=63240天文單位（Au）=0.95*1013千米。
（2）分光視差法 對于距離更遙遠(yuǎn)的恒星，比如距離超過110pc的恒星，由于周年視差非常小，無法用三角視差法測出。于是，又發(fā)展了另外一種比較方便的方法--分光視差法。
該方法的核心是根據(jù)恒星的譜線強度去確定恒星的光度，知道了光度（絕對星等M），由觀測得到的視星等（m）就可以得到距離。 m - M= -5 + 5logD. (3)造父周光關(guān)系測距法 大質(zhì)量的恒星，當(dāng)演化到晚期時，會呈現(xiàn)出不穩(wěn)定的脈動現(xiàn)象，形成脈動變星。
在這些脈動變星中，有一類脈動周期非常規(guī)則，中文名叫造父。造父是中國古代的星官名稱。
仙王座δ星中有一顆名為造父一，它是一顆亮度會發(fā)生變化的“變星”。變星的光變原因很多。
造父一屬于脈動變星一類。當(dāng)它的星體膨脹時就顯得亮些，體積縮小時就顯得暗些。
造父一的這種亮度變化很有規(guī)律，它的變化周期是5天8小時46分38秒鐘，稱為“光變周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同變化的變星，統(tǒng)稱“造父變星”。
作者： haj520520 2005-5-21 18:44 回復(fù)此發(fā)言 ------------------------------------------------------------------------ 2 天體測量方法 1912 年美國一位女天文學(xué)家勒維特（Leavitt 1868--1921）研究小麥哲倫星系內(nèi)的造父變星的星等與光變周期時發(fā)現(xiàn)：光變周期越長的恒。
2.測量天體到地球的距離的方法有哪幾種
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恒星對地球的角度，然后以公轉(zhuǎn)軌道半徑為基線，算出它距地球的距離 對于較近的天體（500光年以內(nèi)）采用三角法測距。
500--10萬光年的天體采用光度法確定距離。 10萬光年以外天文學(xué)家找到了造父變星作為標(biāo)準(zhǔn)，可達(dá)5億光年的范圍。
更遠(yuǎn)的距離是用觀測到的紅移量，依據(jù)哈勃定理推算出來的。 參考資料：吳國盛 《科學(xué)的歷程》 同的天體距離要有不同的方法，摘抄如下： 天體測量方法 2.2.2光譜在天文研究中的應(yīng)用 人類一直想了解天體的物理、化學(xué)性狀。
這種愿望只有在光譜分析應(yīng)用于天文后才成為可能并由此而導(dǎo)致了天體物理學(xué)的誕生和發(fā)展。通過光譜分析可以：（1）確定天體的化學(xué)組成；（2）確定恒星的溫度；（3）確定恒星的壓力；（4）測定恒星的磁場；（5）確定天體的視向速度和自轉(zhuǎn)等等。
2.3天體距離的測定 人們總希望知道天體離我們有多遠(yuǎn)，天體距離的測量也一直是天文學(xué)家們的任務(wù)。不同遠(yuǎn)近的天體可以采不同的測量方法。
隨著科學(xué)技術(shù)的發(fā)展，測定天體距離的手段也越來越先進(jìn)。由于天空的廣袤無垠，所使用測量距離單位也特別。
天文距離單位通常有天文單位（AU）、光年（ly）和秒差距（pc）三種。 2.3.1月球與地球的距離 月球是距離我們最近的天體，天文學(xué)家們想了很多的辦法測量它的遠(yuǎn)近，但都沒有得到滿意的結(jié)果。
科學(xué)的測量直到18世紀(jì)（1715年至1753年）才由法國天文學(xué)家拉卡伊（N.L.Lacaille）和他的學(xué)生拉朗德（Larand）用三角視差法得以實現(xiàn)。他們的結(jié)果是月球與地球之間的平均距離大約為地球半徑的60倍，這與現(xiàn)代測定的數(shù)值（384401千米）很接近。
雷達(dá)技術(shù)誕生后，人們又用雷達(dá)測定月球距離。激光技術(shù)問世后，人們利用激光的方向性好，光束集中，單色性強等特點來測量月球的距離。
測量精度可以達(dá)到厘米量級。 2.3.2太陽和行星的距離 地球繞太陽公轉(zhuǎn)的軌道是橢圓，地球到太陽的距離是隨時間不斷變化的。
通常所說的日地距離，是指地球軌道的半長軸，即為日地平均距離。天文學(xué)中把這個距離叫做一個“天文單位”（1AU）。
1976年國際天文學(xué)聯(lián)合會把一個天文單位的數(shù)值定為1.49597870*1011米，近似1.496億千米。 太陽是一個熾熱的氣體球，測定太陽的距離不能像測定月球距離那樣直接用三角視差法。
早期測定太陽的距離是借助于離地球較近的火星或小行星。先用三角視差法測定火星或小行星的距離，再根據(jù)開普勒第三定律求太陽距離。
1673年法國天文學(xué)家卡西尼（Dominique Cassini）首次利用火星大沖的機會測出了太陽的距離。 許多行星的距離也是由開普勒第三定律求得的，若以1AU為日地距離，“恒星年”為單位作為地球公轉(zhuǎn)周期，便有：T2=a3。
若一個行星的公轉(zhuǎn)周期被測出，就可以算出行星到太陽的距離。如水星的公轉(zhuǎn)周期為0.241恒星年，則水星到太陽的距離為0.387天文單位（AU）。
2.2.3恒星的距離 由于恒星距離我們非常遙遠(yuǎn)，它們的距離測定非常困難。對不同遠(yuǎn)近的恒星，要用不同的方法測定。
目前，已有很多種測定恒星距離的方法： （1）三角視差法 河內(nèi)天體的距離又稱為視差，恒星對日地平均距離（a）的張角叫做恒星的三角視差（p），則較近的恒星的距離D可表示為： sinπ=a/D 若π很小，π以角秒表示，且單位取秒差距（pc），則有：D=1/π 用周年視差法測定恒星距離，有一定的局限性，因為恒星離我們愈遠(yuǎn)，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎(chǔ)，至今用這種方法測量了約10,000多顆恒星。
天文學(xué)上的距離單位除天文單位（AU）、秒差距（pc）外，還有光年（ly），即光在真空中一年所走過的距離，相當(dāng)94605億千米。三種距離單位的關(guān)系是： 1秒差距（pc）=206265天文單位（AU）=3.26光年=3.09*1013千米 1光年（1y）=0.307秒差距（pc）=63240天文單位（Au）=0.95*1013千米。
（2）分光視差法 對于距離更遙遠(yuǎn)的恒星，比如距離超過110pc的恒星，由于周年視差非常小，無法用三角視差法測出。于是，又發(fā)展了另外一種比較方便的方法--分光視差法。
該方法的核心是根據(jù)恒星的譜線強度去確定恒星的光度，知道了光度（絕對星等M），由觀測得到的視星等（m）就可以得到距離。 m - M= -5 + 5logD. (3)造父周光關(guān)系測距法 大質(zhì)量的恒星，當(dāng)演化到晚期時，會呈現(xiàn)出不穩(wěn)定的脈動現(xiàn)象，形成脈動變星。
在這些脈動變星中，有一類脈動周期非常規(guī)則，中文名叫造父。造父是中國古代的星官名稱。
仙王座δ星中有一顆名為造父一，它是一顆亮度會發(fā)生變化的“變星”。變星的光變原因很多。
造父一屬于脈動變星一類。當(dāng)它的星體膨脹時就顯得亮些，體積縮小時就顯得暗些。
造父一的這種亮度變化很有規(guī)律，它的變化周期是5天8小時46分38秒鐘，稱為“光變周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同變化的變星，統(tǒng)稱“造父變星”。
作者： haj520520 2005-5-21 18:44 回復(fù)此發(fā)言 ------------------------------------------------------------------------ 2 天體測量方法 1912 年美國一位女天文學(xué)家勒維特（Leavitt 1868--1921）研究小麥哲倫星系內(nèi)的造父變星的星等與光變周期時發(fā)現(xiàn)：光變周期越長的恒。
3.測量地球與星球之間的距離的方法
恒是距離我們非常遙遠(yuǎn)，連光都要走好多年。
那么，怎樣測量出恒星的距離呢？ 測量的方法很多，其中對大量較近的恒星可以采用三角視差法測量，如右圖。地球繞太陽作周年運動，地球和太陽的距離在恒星處的張角稱為“周年視差”，用π表示。
地球和太陽的平均距離a是已知的，周年視差π可測定出。這樣，有了a和π恒星和太陽的距離r就很容易求出，即：見最后的圖 （π很小，按直角三角形公式計算） 測量恒星的距離還有其它許多方法，而三角視差法是最基本的方法。
在當(dāng)今這個電子時代，太陽系的距離測量是不成問題的。人們用雷達(dá)測量金星的距離，并且根據(jù)約翰內(nèi)斯·開普勒發(fā)現(xiàn)的“開普勒第三定律”來分析。
這條定律把各行星繞太陽公轉(zhuǎn)的周期和它們的軌道半徑聯(lián)系了起來，舉例來說，如果A和B各代表一顆行星，比方說金星與地球，那么開普勒這條定律可寫為 （A的公轉(zhuǎn)周期）2*(B的軌道半徑)3=(B的公轉(zhuǎn)周期)2*(A的軌道半徑)3。 行星的公轉(zhuǎn)周期可以直接由觀測求得（地球365.26天，金星224.70天），所以這條定律為我們提供了一個聯(lián)系兩行星軌道半徑的方程式。
人們能夠把雷達(dá)信號從地球發(fā)到金星，并且收到由金星反射回來的信號。雷達(dá)信號以光速運動，知道了它的傳播時間就可以得到地球與金星的距離，從而求出兩者的軌道半徑差。
這樣一來，我們就有了包含地球與金星軌道半徑這兩個未知數(shù)的兩個方程式，然后把它們解出來就行了。 下一步是由太陽系過渡到恒星距離的測定。
天文學(xué)家為此所用的“視差法”早就由伽利略（GalileoGalilei）提出過，但是直到1838年才由弗里德里希·威廉·貝塞爾第一次成功地用來測定天鵝座61號星的距離（這在本書第4章已提到過）。由于地球每年繞太陽公轉(zhuǎn)一周，我們在一年之中所看到附近恒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(xué)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(xué)里就已學(xué)過的數(shù)學(xué)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。
不過實際上恒星都是極為遙遠(yuǎn)，這兩段距離之間的細(xì)微差別完全可以忽略不計。 這樣，我們就得出了恒星離太陽系的距離。
用了這種方法，人們已經(jīng)能夠把天體的距離測量伸展到大約300光年的遠(yuǎn)處。舉例來說，圖2-2是太陽附近恒星的赫羅圖，其中所有恒星的距離全都是用視差方法測定的。
對于更遠(yuǎn)的恒星，從地球軌道上相隔半年的兩處望去的方向差值實在太微小，測不出來，這種方法就不靈驗了。 還有一種重要的距離測定法，這里只大略地講一下。
它的依據(jù)是，同一個星團(tuán)中的恒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(xué)家還是發(fā)現(xiàn)了許多星團(tuán)中群星的平行軌道都有會聚到天上某一點的現(xiàn)象，就像地面平行的火車鐵軌看起來在遠(yuǎn)方會聚到一點那樣。
這種會聚點告訴我們該群恒星飛向何方。有了這項信息，又用多普勒效應(yīng)得到了這些恒星的視向速度，再測出了它們年復(fù)一年相對于遙遠(yuǎn)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(tuán)的距離是這樣測定的。
再把這些星的光度求出來，就能夠像第2章中所講的那樣去研究它們在赫羅圖上的分布規(guī)律。 我們也不妨反其道而行之。
比方說有某個星團(tuán)離開我們實在太遠(yuǎn)，上面所講的各種測定距離的方法都不管用了，那么我們還可以利用兩條規(guī)律來解決問題，一條是其中質(zhì)量較小的恒星位于主序上，另一條是這些星全都滿足主序星所應(yīng)有的顏色與光度對應(yīng)關(guān)系。這樣一來，只要我能測出這個星團(tuán)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(tuán)的距離。
實際上人類已經(jīng)能夠測量的距離遠(yuǎn)遠(yuǎn)超出了上述范圍，這樣的成就簡直是一種奇跡。由于人們長期不了解的原因，脈動著的造父變星表現(xiàn)出一種奇異的規(guī)律性：脈動周期和光度存在單一的對應(yīng)關(guān)系。
造父變星的脈動周期只要耐心觀測就很好測定，馬上就能得出它在一個脈動周期中的平均光度；把這一數(shù)值和我們觀測到天上此星的平均亮度加以對比，隨即就可算出它的距離。造父變星的本身光度非常強，它們不僅可見于銀河系的邊遠(yuǎn)角落，而且明暗交替的變化還使它們顯眼于河外星系的眾星之間。
人類利用了造父變星已經(jīng)突破銀河系，超出了仙女座大星系，把測量距離的探索擴向更遠(yuǎn)得多的空間。
4.地球到外星球及星系的距離怎樣測算
對于太陽系內(nèi)天體，可以發(fā)射雷達(dá)波的方法來測定，或者可以通過計算它圍繞太陽的軌道來推算。這兩種方法都是相當(dāng)精確的。
對于距離比較近的恒星，可以利用恒星的視差來測定（適用于500光年以內(nèi)），這種方法比較精確。
詳細(xì)的資料見這里/view/7924.htm
對于更加遠(yuǎn)的天體，就用造父變星的光變周期法來測定，這種方法也是比較精確的（適用范圍在1000萬光年左右）
/view/975.htm
對于1000萬光年以上的天體，就分辨不出造父變形了，那就可以使用I型超新星法來測定（I型超新星爆發(fā)的時候亮度基本上都在一個值附近），或者使用光譜紅移的方法。
不過兩者相比之下前者更加精確，誤差在10%-20%之間。就是能夠這樣測定距離的星系比較少。后面的一種方法對于任何星系都適用，就是誤差比較大，有50%左右，也是沒有辦法的辦法。
5.測定距離的方法有哪3種
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恒星對地球的角度，然后以公轉(zhuǎn)軌道半徑為基線，算出它距地球的距離 對于較近的天體（500光年以內(nèi)）采用三角法測距。
500--10萬光年的天體采用光度法確定距離。 10萬光年以外天文學(xué)家找到了造父變星作為標(biāo)準(zhǔn)，可達(dá)5億光年的范圍。
更遠(yuǎn)的距離是用觀測到的紅移量，依據(jù)哈勃定理推算出來的。 參考資料：吳國盛 《科學(xué)的歷程》 同的天體距離要有不同的方法，摘抄如下： 天體測量方法 2.2.2光譜在天文研究中的應(yīng)用 人類一直想了解天體的物理、化學(xué)性狀。
這種愿望只有在光譜分析應(yīng)用于天文后才成為可能并由此而導(dǎo)致了天體物理學(xué)的誕生和發(fā)展。通過光譜分析可以：（1）確定天體的化學(xué)組成；（2）確定恒星的溫度；（3）確定恒星的壓力；（4）測定恒星的磁場；（5）確定天體的視向速度和自轉(zhuǎn)等等。
2.3天體距離的測定 人們總希望知道天體離我們有多遠(yuǎn)，天體距離的測量也一直是天文學(xué)家們的任務(wù)。不同遠(yuǎn)近的天體可以采不同的測量方法。
隨著科學(xué)技術(shù)的發(fā)展，測定天體距離的手段也越來越先進(jìn)。由于天空的廣袤無垠，所使用測量距離單位也特別。
天文距離單位通常有天文單位（AU）、光年（ly）和秒差距（pc）三種。 2.3.1月球與地球的距離 月球是距離我們最近的天體，天文學(xué)家們想了很多的辦法測量它的遠(yuǎn)近，但都沒有得到滿意的結(jié)果。
科學(xué)的測量直到18世紀(jì)（1715年至1753年）才由法國天文學(xué)家拉卡伊（N.L.Lacaille）和他的學(xué)生拉朗德（Larand）用三角視差法得以實現(xiàn)。他們的結(jié)果是月球與地球之間的平均距離大約為地球半徑的60倍，這與現(xiàn)代測定的數(shù)值（384401千米）很接近。
雷達(dá)技術(shù)誕生后，人們又用雷達(dá)測定月球距離。激光技術(shù)問世后，人們利用激光的方向性好，光束集中，單色性強等特點來測量月球的距離。
測量精度可以達(dá)到厘米量級。 2.3.2太陽和行星的距離 地球繞太陽公轉(zhuǎn)的軌道是橢圓，地球到太陽的距離是隨時間不斷變化的。
通常所說的日地距離，是指地球軌道的半長軸，即為日地平均距離。天文學(xué)中把這個距離叫做一個“天文單位”（1AU）。
1976年國際天文學(xué)聯(lián)合會把一個天文單位的數(shù)值定為1.49597870*1011米，近似1.496億千米。 太陽是一個熾熱的氣體球，測定太陽的距離不能像測定月球距離那樣直接用三角視差法。
早期測定太陽的距離是借助于離地球較近的火星或小行星。先用三角視差法測定火星或小行星的距離，再根據(jù)開普勒第三定律求太陽距離。
1673年法國天文學(xué)家卡西尼（Dominique Cassini）首次利用火星大沖的機會測出了太陽的距離。 許多行星的距離也是由開普勒第三定律求得的，若以1AU為日地距離，“恒星年”為單位作為地球公轉(zhuǎn)周期，便有：T2=a3。
若一個行星的公轉(zhuǎn)周期被測出，就可以算出行星到太陽的距離。如水星的公轉(zhuǎn)周期為0.241恒星年，則水星到太陽的距離為0.387天文單位（AU）。
2.2.3恒星的距離 由于恒星距離我們非常遙遠(yuǎn)，它們的距離測定非常困難。對不同遠(yuǎn)近的恒星，要用不同的方法測定。
目前，已有很多種測定恒星距離的方法： （1）三角視差法 河內(nèi)天體的距離又稱為視差，恒星對日地平均距離（a）的張角叫做恒星的三角視差（p），則較近的恒星的距離D可表示為： sinπ=a/D 若π很小，π以角秒表示，且單位取秒差距（pc），則有：D=1/π 用周年視差法測定恒星距離，有一定的局限性，因為恒星離我們愈遠(yuǎn)，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎(chǔ)，至今用這種方法測量了約10,000多顆恒星。
天文學(xué)上的距離單位除天文單位（AU）、秒差距（pc）外，還有光年（ly），即光在真空中一年所走過的距離，相當(dāng)94605億千米。三種距離單位的關(guān)系是： 1秒差距（pc）=206265天文單位（AU）=3.26光年=3.09*1013千米 1光年（1y）=0.307秒差距（pc）=63240天文單位（Au）=0.95*1013千米。
（2）分光視差法 對于距離更遙遠(yuǎn)的恒星，比如距離超過110pc的恒星，由于周年視差非常小，無法用三角視差法測出。于是，又發(fā)展了另外一種比較方便的方法--分光視差法。
該方法的核心是根據(jù)恒星的譜線強度去確定恒星的光度，知道了光度（絕對星等M），由觀測得到的視星等（m）就可以得到距離。 m - M= -5 + 5logD. (3)造父周光關(guān)系測距法 大質(zhì)量的恒星，當(dāng)演化到晚期時，會呈現(xiàn)出不穩(wěn)定的脈動現(xiàn)象，形成脈動變星。
在這些脈動變星中，有一類脈動周期非常規(guī)則，中文名叫造父。造父是中國古代的星官名稱。
仙王座δ星中有一顆名為造父一，它是一顆亮度會發(fā)生變化的“變星”。變星的光變原因很多。
造父一屬于脈動變星一類。當(dāng)它的星體膨脹時就顯得亮些，體積縮小時就顯得暗些。
造父一的這種亮度變化很有規(guī)律，它的變化周期是5天8小時46分38秒鐘，稱為“光變周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同變化的變星，統(tǒng)稱“造父變星”。
作者： haj520520 2005-5-21 18:44 回復(fù)此發(fā)言 ------------------------------------------------------------------------ 2 天體測量方法 1912 年美國一位女天文學(xué)家勒維特（Leavitt 1868--1921）研究小麥哲倫星系內(nèi)的造父變星的星等與光變周期時發(fā)現(xiàn)：光變周期。
