【天文測(cè)距方法的應(yīng)用探究（論文）】

天文測(cè)距方法的應(yīng)用探究TOC\o"1-3"\h\u711緒論 515651.天文測(cè)距的方法 6238661.1.幾何測(cè)距法 6120861.1.1.三角視差法 68231.1.2.角直徑測(cè)距法 8311061.2.光度測(cè)距法 838811.2.1.造父變星測(cè)距法 8138991.2.2.分光視差法 10213951.2.3.光度函數(shù)測(cè)距法 1089281.2.4.超新星測(cè)距法 11250811.3.速度測(cè)距方法 11303071.3.1.角速度和線速度測(cè)距法 11312241.4.宇宙測(cè)距法 12191871.4.1.哈勃定律測(cè)距法 12108172.天文測(cè)距法的實(shí)際應(yīng)用 1395422.1.金星凌日時(shí)應(yīng)用三角視差測(cè)日地距離 13313203.結(jié)論與反思 15138053.1.研究結(jié)論 15274523.2.反思與不足 152517參考文獻(xiàn) 16摘要在天文學(xué)的發(fā)展中，需要對(duì)天體的距離有盡可能精確的測(cè)定。于是天文學(xué)家們探索出了對(duì)天體測(cè)距的方法，還通過不同的方法對(duì)不同性質(zhì)、距離、大小的天體距離進(jìn)行了測(cè)定。讓人們對(duì)大量天體乃至整個(gè)宇宙的結(jié)構(gòu)有了進(jìn)一步的深入了解。天文測(cè)距的方法有很多，每一種方法都有它的優(yōu)點(diǎn)和局限性。所以每一種測(cè)距方法是為了應(yīng)對(duì)不同天體而提出的。為了對(duì)每一種天文測(cè)距方法的適用條件和局限進(jìn)行研究，本文將從不同測(cè)距方法的定義、原理和測(cè)量方法入手?？偨Y(jié)和探討出每種天文測(cè)距方法的適用條件、局限性、使用方法。從緒論中具體介紹天文測(cè)距。從主體部分講解天文測(cè)距的方法，主要講述了不同天文測(cè)距的方法、原理、適用對(duì)象和局限性，這是本文的主體部分。最后通過對(duì)金星凌日時(shí)應(yīng)用三角視差法測(cè)日地距離具體表達(dá)出天文測(cè)距法在實(shí)際的應(yīng)用，也體現(xiàn)出天文現(xiàn)象對(duì)天體距離測(cè)量的幫助。【關(guān)鍵詞】天文學(xué)；天文測(cè)距；天體距離；三角視差法；緒論天體測(cè)距方法起源于天文學(xué)，在天文學(xué)的不斷發(fā)展中，天體測(cè)距的方法也在跟隨天文學(xué)的腳步中發(fā)展。天文學(xué)是一門非常古老的學(xué)科，在人類文明史發(fā)展之初，天文學(xué)就有著舉足輕重的地位。天體距離的測(cè)定是天文研究的一個(gè)重要內(nèi)容，這個(gè)內(nèi)容有探究銀河系結(jié)構(gòu)、天體運(yùn)動(dòng)學(xué)以和宇宙大尺度結(jié)構(gòu)，與盡可能準(zhǔn)確地測(cè)量恒星，星系和星系團(tuán)的距離密不可分。在這天體距離測(cè)定方面上，天文學(xué)家長(zhǎng)久以來一直在以多種方式來確定各種天體的距離。我們?cè)诘孛嬗^測(cè)到的天體都可以被認(rèn)為是天球上的投影。在實(shí)際中我們用眼睛看天體，只能知道該天體在天球上的二維投影分布的位置，卻不能知道天體在宇宙中的真正位置，如果不知道天體的真正位置就不能準(zhǔn)確知道天體的運(yùn)行速度、空間的真實(shí)分布，還有不知道天體發(fā)射的電磁波真實(shí)的強(qiáng)度。所以要通過天文測(cè)距的方法測(cè)量天體距離，就可以知道恒星系在天球上的投影位置。測(cè)量出天體到地球的距離就可以了解天體的三維分布。天體距離的測(cè)量使得我們看到的天體二維分布變成了天體的三維分布。由此可以看出眼睛撐起了半邊天，而測(cè)距撐起了整片天。所以，了解天文測(cè)距的方法并運(yùn)用于實(shí)際的天體距離的測(cè)量就非常重要，這對(duì)我們以后了解更多天體的位置和特征提供了方法。天文學(xué)對(duì)天體距離的測(cè)量起源可以追溯到人類發(fā)展史中的遠(yuǎn)古時(shí)代。當(dāng)時(shí)人們通過夜觀天象，通過觀測(cè)天體亮度和位置變化，建立起了天體的相對(duì)距離初步概念。觀測(cè)不同的天體給人們指示方向、確定每年的時(shí)間、預(yù)測(cè)天氣和季節(jié)。人們還創(chuàng)造出了日晷和圭表。到了近代，科學(xué)家對(duì)于距離地球較近的天體測(cè)量提出了三角視差法，距離不超100億光年的天體提出了光度測(cè)距法，距離超100億光年的天體提出了哈勃定律測(cè)距法進(jìn)行測(cè)量。古代人們對(duì)宇宙天體的觀測(cè)，形成了古代人們的宇宙觀。由此可以看出，在早期天文學(xué)上的主要內(nèi)容大多是對(duì)天體觀測(cè)而建立起的天體測(cè)量學(xué)。天體測(cè)量學(xué)的內(nèi)容包括研究和測(cè)定天體的位置和遠(yuǎn)動(dòng)，這為天體距離的測(cè)定打下了基礎(chǔ)。天體距離的測(cè)量在天文研究中占用重要地位，測(cè)量天體距離的方法有很多種，可以根據(jù)距離地球的距離的遠(yuǎn)近使用不同的方法來提高距離測(cè)量的精確度，因此需要對(duì)每種距離的天體使用相對(duì)應(yīng)的測(cè)量方法。而本文所研究的是如何準(zhǔn)確使用這些測(cè)量方法進(jìn)行天文測(cè)距。從古到今、天文學(xué)家對(duì)天體的測(cè)距方法一直在研究，所以天體測(cè)距方法也在進(jìn)步。由于天體的性質(zhì)和距離不同，所用到的測(cè)距方法也有所不同。通過對(duì)天體距離測(cè)定的方法和理論的分析與研究,然后總結(jié)出每種天體所對(duì)應(yīng)合適方法，得出天體距離測(cè)定方法的適用范圍。依照與地球不同距離的天體，將研究不同的測(cè)距方法。比如距離地球較近用到的三角視差法和金星凌日法、距離地球光年較大而所用到的造父變星法、光度函數(shù)法、超新星法等、超遠(yuǎn)距離所用到的哈勃定律測(cè)距法。除此之外還有很多方法，比如現(xiàn)代的激光測(cè)距。每一種方法都有相應(yīng)的適用范圍和局限,都有各自的優(yōu)缺點(diǎn)。因此本文將重點(diǎn)研究這些天文測(cè)距方法的適用范圍、局限、優(yōu)缺點(diǎn)和使用方法。天文測(cè)距的方法幾何測(cè)距法三角視差法早期天文測(cè)距是通過三角視差法進(jìn)行測(cè)距，當(dāng)時(shí)天文學(xué)家通過這個(gè)方法測(cè)量月球到地球距離和銀河系內(nèi)一些距離較近的天體恒星距離。德國(guó)天文學(xué)家、數(shù)學(xué)家貝塞爾在1838年就已經(jīng)估算出地球與天鵝座61的距離，這個(gè)距離是使用三角視差法算出來的得出的。算出來的距離大約為10.4光年。現(xiàn)在科學(xué)家算出來的值是11.4光年，相差不大。這是天文學(xué)家第一次使用三角視差法來測(cè)量太陽(yáng)以外的恒星與地球之間的距離，具有里程碑意義。想知道三角視差法的原理，首先要了解什么是視差。視差是用肉眼觀測(cè)物體時(shí)產(chǎn)生的誤差。比如炮兵利用拇指來測(cè)距。方法是，先伸出大拇指，然后對(duì)著想要測(cè)量的物體，分別用自己右眼和左眼去觀測(cè)這個(gè)物體，這時(shí)我們眼睛會(huì)出現(xiàn)誤差，這個(gè)誤差讓我們覺得大拇指在物體中的位置發(fā)生偏移了，但實(shí)際情況大拇指并沒有偏移。如果將雙眼、大拇指和兩次觀測(cè)到的拇指位置進(jìn)行構(gòu)圖，它們會(huì)構(gòu)成兩個(gè)相似三角形。利用這兩個(gè)相似三角形可以求出景物到炮兵距離。比如炮兵的手臂長(zhǎng)度可以認(rèn)為是這個(gè)三角形的高；兩眼距離可以當(dāng)做三角形底。然后依據(jù)相似三角形的性質(zhì)，然后推導(dǎo)出遠(yuǎn)處景物距大拇指的距離。炮兵在發(fā)射炮彈時(shí)根據(jù)這個(gè)原理來估算目標(biāo)物的距離的。我們要如何根據(jù)三角視差法對(duì)天體距離進(jìn)行測(cè)量呢？先要了解三角視差法基本原理，這個(gè)原理和用拇指測(cè)距差不多，比如想要測(cè)量天體到地球的距離，可以在冬天測(cè)一次天體的位置，半年后再測(cè)一次天體的位置，這樣兩次觀測(cè)到的恒星位置也會(huì)發(fā)生移動(dòng)。根據(jù)觀測(cè)作圖得到兩個(gè)相似三角形，這兩個(gè)三角形的底邊是地球繞太陽(yáng)公轉(zhuǎn)的直徑。如果地球到太陽(yáng)距離是已知的，我們只需要知道這個(gè)三角形的頂角，依據(jù)三角形的邊長(zhǎng)與角度關(guān)系就可以計(jì)算三角形的高了。在觀測(cè)中這個(gè)三角形的頂角可以根據(jù)天體之間所得三角形的角度得到的。運(yùn)用三角視差法去測(cè)量天體，如果天體距離越遠(yuǎn)，也就是測(cè)量的三角形的高會(huì)變大，依據(jù)三角形的角度性質(zhì)可知，三角形底邊要越長(zhǎng)，所測(cè)量的值才能更精確。比如在地球上觀測(cè)比較遠(yuǎn)的物體，我們可以在兩個(gè)不同地點(diǎn)各觀測(cè)一次，記錄這兩次觀測(cè)所形成的圖形。它會(huì)是一個(gè)三角形。測(cè)出這個(gè)三角形的頂角和兩地的距離，再依據(jù)三角形的性質(zhì)就可以計(jì)算物體的距離。想要測(cè)量月球到地球的距離的方法是把地球的直徑當(dāng)做三角形的底邊，然后每隔半天觀測(cè)一次月球的位置，作圖就可以得到這個(gè)三角形頂角大小，然后計(jì)算出地球和月球的距離。在實(shí)際操作中，這個(gè)觀測(cè)是做不到的，因?yàn)橥砩蠝y(cè)一次，過了半天后，天亮了就看不到月球了，也就無(wú)法作圖測(cè)量了。所以在實(shí)際中會(huì)選取較遠(yuǎn)的兩點(diǎn)做基線，而不是用地球直徑做基線。測(cè)量太陽(yáng)到地球距離會(huì)更難，因?yàn)槿盏鼐嚯x所需要的基線更長(zhǎng)。在白天觀測(cè)只能看到太陽(yáng)的位置，看不到遠(yuǎn)處的天體的位置，沒有遠(yuǎn)處的天體做基線，很難測(cè)量地球和太陽(yáng)的距離。由三角形的性質(zhì)可知，三角形底邊不變時(shí)，高變大則頂角變大。在三角視差法中，這個(gè)頂角就是視差角，這個(gè)高是天體的距離。由此可以看出遠(yuǎn)的天體視差角小，近的天體視差角大。所以視差角是可以得出天體距離。因?yàn)榭梢砸罁?jù)三角形性質(zhì)計(jì)算出此時(shí)三角形的高，但是觀測(cè)天體時(shí)，因?yàn)樗萌切蔚捻斀呛苄?，高與腰幾乎一樣長(zhǎng)，沒有太大的差別。所以也可以認(rèn)為此時(shí)的被測(cè)天體距地球3.26光年，這個(gè)距離就是秒差距。想要測(cè)一個(gè)更遠(yuǎn)的天體，如果它觀測(cè)得到的三角形頂角一半只有0.1秒，那么說明這個(gè)天體距離是三角形頂角一半為1秒時(shí)的10倍，稱為10秒差距（32.6光年）。三角視差法具有局限性，因?yàn)榈厍蛑睆街挥?.3萬(wàn)公里，所以在地球上的基線很短，也就是光年，除太陽(yáng)外離地球最近恒星4.3光年，導(dǎo)致所觀測(cè)到的三角形頂角太小，導(dǎo)致了無(wú)法計(jì)算地日距離。雖然地球公轉(zhuǎn)軌道提供3億公里基線，但相當(dāng)于測(cè)量距離較遠(yuǎn)的天體，這個(gè)基線還是還是不夠大。所以距離太遠(yuǎn)的天體恒星也無(wú)法測(cè)量，沒有根本上解決問題?，F(xiàn)代的地面望遠(yuǎn)鏡的視差精度為0.01角秒，這個(gè)精度對(duì)近距離天體測(cè)距時(shí)還好，但是對(duì)距離超過100秒差距的天體進(jìn)行測(cè)距，誤差會(huì)非常大。所以三角視差法只能測(cè)300光年左右的距離，比較遠(yuǎn)一些的天體，及銀河系之外其他星系的距離就只有采用超新星測(cè)距法和哈勃定律測(cè)距法等辦法了角直徑測(cè)距法在測(cè)量恒星時(shí)，作圖會(huì)有角直徑和線直徑，在測(cè)量時(shí)測(cè)得恒星的角直徑和線直徑，它們之間存在只需通過這個(gè)性質(zhì)就可以計(jì)算出恒星的距離，通過測(cè)量作圖可知元弧性質(zhì)為。公式中的θ是天體的角直徑，d是天體的線直徑。在觀測(cè)天體中可以得到它的角直徑，只要在觀測(cè)中得到線直徑，就可以依據(jù)上式計(jì)算出天體距離D。1、角直徑測(cè)量方法天體如果到地球的距離很大，從地球上觀測(cè)到天體的角直徑就很小，所以角直徑的測(cè)定比較困難。通過天文學(xué)家的研究發(fā)現(xiàn)，測(cè)量距離較近的天體可以用邁克爾遜干涉法測(cè)角徑，測(cè)量距離較遠(yuǎn)的天體時(shí)發(fā)現(xiàn)角直徑和視星等、天體顏色間有存在一定關(guān)系，可以利用這個(gè)關(guān)系測(cè)角值徑。線直徑的測(cè)量法脈動(dòng)變量天體會(huì)有周期性膨脹和收縮，在膨脹和收縮中天體會(huì)發(fā)出不同的譜線多普勒頻移，視向速度可以通過譜線多普勒頻移測(cè)出，最后通過膨脹或收縮速度的視向速度積分進(jìn)行推算，最后得出恒星的線直徑。同樣原理也可用于測(cè)定新星的線直徑。對(duì)于白矮星可以從理論上(白矮星引力穩(wěn)定模型)推算出它們的線直徑(一般為太陽(yáng)

直徑的1-2%)。角直徑和線直徑測(cè)距法具有局限性，如果天體和地球距離太大，測(cè)量時(shí)和三角視差法局限類似，因?yàn)樵诘厍蛏嫌^測(cè)天體時(shí)，得到的角直徑就很小，因此角直徑不容易也不能準(zhǔn)確測(cè)量，需要用邁克爾遜干涉法測(cè)角值徑。恒星線直徑的測(cè)定更為困難，需要利用多普勒頻移測(cè)出視向速度。光度測(cè)距法造父變星測(cè)距法在1785年初，英國(guó)天文學(xué)家古德里克在觀測(cè)仙王座星時(shí)，在觀測(cè)中發(fā)現(xiàn)它的亮度會(huì)有一定的規(guī)律變化，得出它是一顆變星。仙王座星在最亮的時(shí)約有3.78等，不久亮度就慢慢變暗，然后亮度急劇變大，過了一天后它又達(dá)到了最亮的3.78等，像仙王座星這樣亮度的變化叫做光變周期。仙王座星的光變周期非常穩(wěn)定，從觀測(cè)仙王座星的光變周期記錄以來，仙王座星的光變周期雖然再減小，但是減小得非常慢，只是減小13秒了。因?yàn)樗墓庾冎芷诜浅５湫秃头€(wěn)定，所以在測(cè)距中發(fā)揮得很穩(wěn)定。而這顆變星在中國(guó)古代叫做造父一，有很多天體和這顆變星非常相似，所以就把這一類變星都叫造父變星。造父一的測(cè)距范圍超過了三角視差法的測(cè)距有效范圍，可達(dá)30Mpc，將近1億光年。不過造夫一可以從光譜中精確測(cè)定出它的亮度與視向速變，因?yàn)閺墓庾V中可以看出顏色的變化，也就是輻射能量溫度的變化。在光譜中計(jì)算出視向速度的變化，向前向后移動(dòng)的速度通常用(+)表示離我們遠(yuǎn)去，(-)表示向我們靠近。這是多普勒效應(yīng)在恒星光譜中的應(yīng)用。不穩(wěn)定的天體其亮度亮度會(huì)發(fā)生變化。亮度有變化的天體就叫做變星。變星又可以分為脈動(dòng)變星和爆發(fā)變星，脈動(dòng)變星的變化和氣缸活塞變化很相似：當(dāng)氣缸活塞不動(dòng)時(shí)，內(nèi)部?jī)?nèi)外壓力達(dá)到平衡。這時(shí)氣缸內(nèi)部壓力平衡，如果氣缸內(nèi)部沒有摩擦力的情況，壓力被打破了，活塞就會(huì)上下做周期運(yùn)動(dòng)。缸內(nèi)的氣體體積會(huì)發(fā)生變化，導(dǎo)致氣體會(huì)周期性膨脹和收縮。爆發(fā)變星的變化就是天體突然增亮，并不一定具有周期性的變化。星體膨脹時(shí)，有效溫度降低。輻射向紅外波段偏移，所以可見光的亮度降低。勒維特研究小麥哲倫星云，發(fā)現(xiàn)了光變周期與光度的關(guān)系，她觀測(cè)中發(fā)現(xiàn)造父變星的光變周期越長(zhǎng)，光度就越大，兩者呈現(xiàn)線性關(guān)系。這種線性關(guān)系為造父變星測(cè)距打下理論基礎(chǔ)，而且為了造父測(cè)距方便，所以把這種光變周期與光度的關(guān)系簡(jiǎn)稱為周光關(guān)系。造父變星具有確定的周光關(guān)系，造父變星因?yàn)橹芄怅P(guān)系不同，所以分為星族I造父變星和星族II造父變星，經(jīng)過天文學(xué)家對(duì)變星不斷得研究，得出了造父變星得光變周期得公式，星族I造父變星光變周期公式是Mp=?1.43

?2.81lgP，星族II造父變星光變周期公式是Mp=

?0.35

?1.75lgP。其中Mp是絕對(duì)星等，P是以天為單位的周期。因?yàn)橛谥芄怅P(guān)系中的光變周期P以及推算絕對(duì)星等M可以知道，而視星等m的值可直接在測(cè)量中得出，所以天體距離r可以公式：lgr=(m

?M+5?A)/5算得，只要知道公式中的A就可以測(cè)出天體距離，A為星際消光對(duì)視星等的影響。[8]周光關(guān)系方法簡(jiǎn)單、準(zhǔn)確、好用，是確定銀河系及鄰近河外星系中某些天體和星團(tuán)距離的重要方法。造父變星具有局限性，光變周期測(cè)定造父變星的距離存在一定的準(zhǔn)確性，因?yàn)榘凑宅F(xiàn)在天文學(xué)知識(shí)中對(duì)應(yīng)用光變周期測(cè)距，造父變星的準(zhǔn)確性是有限的。每一個(gè)星系、星團(tuán)中不一定都含有造父變星，所以在測(cè)量時(shí)要先判斷是否存在造父變星，因?yàn)樵旄缸冃窃诘厍虻挠^測(cè)亮度比較暗，所以不宜觀測(cè)。造父變星方法探測(cè)的距離大概是30Mpc，天體距離超過30Mpc，造父變星的方法探測(cè)就不行了。造父變星的優(yōu)點(diǎn)是造父變星測(cè)量距離已經(jīng)超過了三角視差法的有效范圍，造父變星在星系的外邊區(qū)域分布著很多，所以測(cè)量星系距離的機(jī)會(huì)比較大。只要在某個(gè)星系或星團(tuán)中觀測(cè)到一顆造父變星，便可以測(cè)量超遠(yuǎn)距離變星天體，相當(dāng)于得到了一把量天尺。造父變星方法探測(cè)的天體距離范圍是30Mpc，將近1億光年。分光視差法分光視差法的原理和造父變星法有些類似，它是利用天體光譜中一些特殊譜線的強(qiáng)度比和絕對(duì)星等的線性經(jīng)驗(yàn)關(guān)系，測(cè)出天體的距離?？梢哉f是測(cè)定一些譜線對(duì)強(qiáng)度比求絕對(duì)星等，有了這些數(shù)據(jù)就可以帶入天體距離模數(shù)公式

mv

?

Mv

=

5lgd

?

5，計(jì)算出天體的距離d。在1902年，丹麥天文物理學(xué)家研究時(shí)發(fā)現(xiàn)一個(gè)天體光譜中電離出鍶譜線，通過對(duì)鍶譜線的研究，發(fā)現(xiàn)鍶譜線的強(qiáng)度和恒星的絕對(duì)星等存在一定關(guān)系，隨后其他天文學(xué)家通過這個(gè)關(guān)系進(jìn)行分析，確定了天體分光視差的方法。比如運(yùn)用分光視差觀測(cè)視星等為+15

的天體時(shí)，通過這個(gè)天體的光譜判定為G2

V的恒星天體，通過分析譜線強(qiáng)度和恒星的絕對(duì)星等關(guān)系，然后從H-R

圖找到該星的絕對(duì)星等為+5天體

，這樣就可以通過天體距離模數(shù)公式求出這個(gè)天體距離為1000

PC

，分光視差法測(cè)距適用范圍：～7M

pc。分光視差法具有局限性，因?yàn)橄胍止庖暡罘y(cè)量天體的距離，必須先測(cè)量這顆天體的視星等和知道光譜類型。但對(duì)于非常暗的弱的天體連完整的天體光譜資料都不可能獲得，分光視差法就不能使用了。光度函數(shù)測(cè)距法光度函數(shù)測(cè)距法與天體的光度函數(shù)有關(guān)，想要通過光度函數(shù)測(cè)距法去測(cè)量天體的距離，要先測(cè)量出天體的光度函數(shù)。光度函數(shù)是指一群天體中，由不同天體的光度所占的比例而構(gòu)成的函數(shù)?？梢允褂靡粋€(gè)比較簡(jiǎn)單高斯函數(shù)來分析表示。光度函數(shù)適用于球狀星系團(tuán)的天體距離測(cè)量。經(jīng)天文學(xué)家研究結(jié)果表明,不同星系中球狀星團(tuán)系統(tǒng)，它們的光度函數(shù)是類似的，許多河外星系中都可以存在具有一定數(shù)量的球狀星團(tuán)，構(gòu)成球狀星團(tuán)系統(tǒng)。光度函數(shù)的高斯公式為：Φ(m)=

cexp[-

(m

-

Mo

)/]高斯公式中的m是視星等，是視星等彌散度，是平均視星等。只要得出公式中的Mo就可以測(cè)定天體之間的相對(duì)距離。要想得出Mo，就要根據(jù)光度函數(shù)得出平均視星等。然后比較不同天體星系中球狀星團(tuán)視星等的平均值。該方法適用的距離范圍目前可達(dá)100Mpc。光度函數(shù)測(cè)距的局限性是高斯函數(shù)中的Mo值計(jì)算難度和獲取難度較大，只能應(yīng)用于球狀星系團(tuán)的天體距離測(cè)量。超新星測(cè)距法在大質(zhì)量恒星演化晚期發(fā)生了的一次劇烈爆炸，在這次爆炸中產(chǎn)生了超新星。爆炸產(chǎn)生的光度非常大，可增亮幾千萬(wàn)倍甚至上億倍。超新星爆發(fā)的物理過程可以建立理論模型來進(jìn)行描述，爆炸過程描述相對(duì)來說比較簡(jiǎn)單。在地球每年基本可以觀測(cè)到數(shù)十顆外星系的超新星，甚至可以觀測(cè)近百顆超新星。大部份的超新星的最大亮度大體相同，天文學(xué)家以它們的距離作為大距離的指標(biāo)。由超新星的光度曲線，可以決定這個(gè)超新星的歸類類別。對(duì)新發(fā)現(xiàn)的超新星進(jìn)行測(cè)距，要把超新星的最大視亮度與理論最大絕對(duì)亮度帶入高斯天體距離模數(shù)公式，這樣可以計(jì)算出超新星的距離。I

型超新星對(duì)外層物質(zhì)抗干擾能力非常強(qiáng)，所以較適合作為天體的距離指標(biāo)，反觀II型超新星的平均亮度測(cè)量時(shí)有很大不確定性，所以它不適合作為天體距離指標(biāo)。并與觀測(cè)比較以確定最大亮度時(shí)的光度，在天文學(xué)中的理論預(yù)言是其光度為M=19.4土0.7mag。根據(jù)其他方法測(cè)得已知距離的超新星實(shí)測(cè)得到M=

?

19.5土0.7mag，在比較中可以看出理論預(yù)言和觀測(cè)中得到的值符合得很好，說明理論有相當(dāng)?shù)目尚哦取Ｋ栽谔煳膶W(xué)中M=

?

19.5mag就可以作為天體標(biāo)距參數(shù)，并可以用來確定未知距離的超新星的距離。超新星爆發(fā)時(shí)，在距離很遠(yuǎn)也能觀測(cè)到，因?yàn)樗鼤?huì)增亮幾千萬(wàn)倍。所以測(cè)量超新星距離時(shí)，觀測(cè)的亮度有了保證。超新星測(cè)距法的最大測(cè)量范圍可達(dá)3000Mpc

，大約是100億光年。速度測(cè)距方法角速度和線速度測(cè)距法天體在空間運(yùn)動(dòng)速度的可觀測(cè)量有兩種，分別是角速度和線速度。這兩種速度在天文學(xué)中還有別稱，角速度又稱自行速度，線速度又稱為視向速度。天體的運(yùn)動(dòng)時(shí)，它方向的具有不確定性，所以直接通過比較某一顆恒星的角速度和線速度來確定它的距離的方法行不通。因?yàn)榻撬俣群途€速度不是一一對(duì)應(yīng)的，不可以相互比較。但是對(duì)于一群天體恒星，如果可以合理假設(shè)它們的運(yùn)動(dòng)方向呈隨機(jī)分布，然后引入基本統(tǒng)計(jì)原理進(jìn)行大量推算，這群天體恒星的角速度和線速度就有了一定的聯(lián)系。根據(jù)統(tǒng)計(jì)學(xué)原理可以推算出這群恒星的平均距離。對(duì)于一群天體，比如一個(gè)星團(tuán)，可以測(cè)得其中每群天體的視向速度,平均速度為，以及線速度。同樣對(duì)這群恒星的自行量，也可以得到角速度。假定不同天體的運(yùn)動(dòng)速度在方向和大小上都是隨機(jī)的，那么角速度和線速度就具有可比性，并可由此推算出星團(tuán)的距離。角速度和線速度測(cè)距的局限性是只能測(cè)量一群天體恒星的距離，不能測(cè)量一顆恒星的距離。宇宙測(cè)距法哈勃定律測(cè)距法哈勃定律在天文學(xué)中是距離指標(biāo)，通過勃定律可以計(jì)算出天體的距離，方法是通過觀測(cè)得天體的遠(yuǎn)離速度，因?yàn)閹缀跛械奶祗w星系相對(duì)于其他的天體星系距離是不斷遠(yuǎn)離的，它們之間遠(yuǎn)離的徑向速度可以通過多普勒效應(yīng)來測(cè)量天體星系的紅移。哈勃發(fā)現(xiàn)只要天體星系的紅移越大，那么天體星系的距離越大，依據(jù)這個(gè)紅移與距離的關(guān)系，提出了哈勃定律。只要找出星系遠(yuǎn)離的速度v，就可以得出星系的距離d。哈勃對(duì)河外星系的視向速度與距離的關(guān)系進(jìn)行了研究。當(dāng)時(shí)可觀測(cè)的河外星系很少，能夠推算出河外星系距離的就更少了。但哈勃經(jīng)過對(duì)它們的深入研究，最后還是得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關(guān)系。到了現(xiàn)代，天文學(xué)家通過精確觀測(cè)，已經(jīng)證實(shí)哈勃定律是成立的，為比例常數(shù)，又稱為哈勃常數(shù)。這個(gè)公式我們成為哈勃公式。例如：室女群的退行速度為v=1180km/sec，室女群與地球的距離為=1180/70=16.8Mpc。哈勃測(cè)距的范圍非常大，測(cè)距的范圍可到宇宙邊緣哈勃定律測(cè)距法的局限是哈勃定律測(cè)距的對(duì)象是正常的天體星系，對(duì)于類星體或其他特殊天體星系一般不適用。所以對(duì)超遠(yuǎn)距離的類星體或其他特殊星系不能采用哈勃定律測(cè)距。

天文測(cè)距法的實(shí)際應(yīng)用金星凌日時(shí)應(yīng)用三角視差測(cè)日地距離長(zhǎng)久以來，日地距離的測(cè)量是一直是一個(gè)難題。直到哈雷提出用金星凌日測(cè)量太陽(yáng)視差，從而測(cè)出了日地距離，這個(gè)難題才得以解決。金星軌道在地球軌道內(nèi)側(cè)，某些特殊時(shí)刻，地球、金星、太陽(yáng)會(huì)在一條直線上，這時(shí)從地球上可以看到金星就像一個(gè)小黑點(diǎn)一樣在太陽(yáng)表面緩慢移動(dòng)，天文學(xué)稱之為“金星凌日”。也就是說金星凌日是金星運(yùn)行到太陽(yáng)和地球之間，三者恰好在一條直線上時(shí)，金星擋住部分日面而發(fā)生的天象[9]。在天文學(xué)上，金星凌日幫助了天文學(xué)家對(duì)天體進(jìn)行了測(cè)距。在現(xiàn)代天文學(xué)家沒有測(cè)量出日地距離之前，天文學(xué)家測(cè)量日地距離的方法是利用一個(gè)天文現(xiàn)象金星凌日，觀測(cè)金星凌日可以測(cè)出太陽(yáng)視差，從而通過三角視差法計(jì)算日地之間的距離。哈雷是第一個(gè)提出用金星凌日測(cè)量太陽(yáng)視差，從而通過三角視差法計(jì)算日地之間的距離的天文學(xué)家。哈雷綜合論述了金星凌日測(cè)量太陽(yáng)視差的方法。還建議世界各地的天文學(xué)家聯(lián)合觀察金星凌日，后來吸引對(duì)測(cè)量日地距離的天文學(xué)家對(duì)金星凌日現(xiàn)象進(jìn)行觀測(cè)。觀測(cè)金星凌日成了當(dāng)時(shí)是精確測(cè)定太陽(yáng)視差的理想方法。所以在1761年和1769年的兩次金星凌日的觀測(cè)吸引了大量的天文學(xué)家進(jìn)行觀測(cè)。到了1824年恩克發(fā)表了對(duì)這兩次觀測(cè)金星凌日的全面的觀測(cè)和討論結(jié)果，計(jì)算得出地球距離太陽(yáng)為1.53億公里，但是恩克的這個(gè)日地距離在當(dāng)時(shí)人們相信度不高。為了追求日地距離的準(zhǔn)確值，所以天文學(xué)家又1874年和1882年的金星凌日進(jìn)行觀測(cè)。以求更精確的日地距離，在這兩次觀測(cè)后，計(jì)算出太陽(yáng)到地球?yàn)?.4934億±9.6萬(wàn)公里。這個(gè)值和現(xiàn)代測(cè)量的值很是接近。金星凌日時(shí)應(yīng)用三角視差法計(jì)算太陽(yáng)到地球距離的方法是在地球表面兩個(gè)以上的地點(diǎn)，然后同時(shí)觀察金星凌日的全部過程，觀測(cè)時(shí)要這些地點(diǎn)之間緯度差距非常遠(yuǎn)，所以每一個(gè)觀察者角度會(huì)的不相同，分別會(huì)看到金星以不同的路徑橫掃過太陽(yáng),然后通過作圖畫出每條路徑。金星由于自身原因，它的運(yùn)行的角度是一定的，所以金星凌日的路徑和長(zhǎng)度不同必會(huì)造成凌日時(shí)間的也不同。天文學(xué)家可以通過比較不同地點(diǎn)觀測(cè)到的凌日時(shí)間長(zhǎng)短的不同，計(jì)算出不同路徑的角差,通過這個(gè)角差，然后利用三角形的性質(zhì)，我們就能計(jì)算出金星的視差。這個(gè)視差可以作為地球到金星距離的一個(gè)距離指標(biāo),再利用開普勒第三定律可得知地球到太陽(yáng)的距離與金星到太陽(yáng)的距離的比值，然后根據(jù)地球上不同地點(diǎn)觀測(cè)到的金星凌日出現(xiàn)的視差計(jì)算出地球與金星的距離，最后可由幾何學(xué)方法計(jì)算出日地距離。天球上的一個(gè)大圓為2Π，太陽(yáng)的直徑以角度來表示則約為Π/360。太陽(yáng)直徑與日地距離關(guān)系為Dπ∕360A、B分別為地球上同一經(jīng)度，不同緯度的兩個(gè)地點(diǎn)。與分別為日面上金星凌日的位置金星至地球距離為d,金星至太陽(yáng)距離為a-d,則。由開普勒第三定律得出.。因?yàn)榻鹦堑墓D(zhuǎn)周期天。第七期公轉(zhuǎn)周期天，所以。M點(diǎn)和N點(diǎn)是從A、B兩地在地球上看到金星在日面上的位置，C點(diǎn)為日面圓心位置，R是圖中太陽(yáng)的直徑，由、、和三式合一得出。以在北方觀測(cè)點(diǎn)測(cè)量的值為例，測(cè)量出兩個(gè)觀測(cè)點(diǎn)的距離AB值為6700km,太陽(yáng)直徑R約為1390000km，MN的值為18301.15402km。計(jì)算得出日地距離約為1.52196億公里，現(xiàn)在國(guó)際確定的日地距離為1.49597870億公里。金星凌日法也存在缺陷，從天文學(xué)理論上說,通過觀測(cè)金星凌日就能準(zhǔn)確地計(jì)算地日距離，但是理論的測(cè)量在實(shí)際測(cè)量中會(huì)出現(xiàn)障礙，因?yàn)樘煳膶W(xué)家們?cè)谟^測(cè)金星凌日時(shí)遇到了一種被稱為“黑滴效應(yīng)’的現(xiàn)象，它使確定日面內(nèi)切的時(shí)刻變成一件困難的事情,而根據(jù)哈雷的方案,計(jì)量的精度會(huì)直接影響觀測(cè)結(jié)果。

結(jié)論與反思研究結(jié)論自確定課題以來，我在研究期間查閱了許多國(guó)內(nèi)外的相關(guān)文獻(xiàn)，對(duì)天文測(cè)距方法進(jìn)行了敘述，理清了天文測(cè)距的各種方法，依據(jù)天體距離不同而所用的測(cè)距方法不同進(jìn)行分類，并總結(jié)了每種測(cè)距方法的優(yōu)點(diǎn)和局限性。本文所總結(jié)的只是天體距離測(cè)定的幾種基礎(chǔ)且常用的測(cè)距方法，除此之外還有許多其他方法。天文測(cè)距的每一種方法都有一定的局限性、缺點(diǎn)和優(yōu)點(diǎn)，所以在實(shí)際對(duì)天體距離測(cè)中可以采用多種方法反復(fù)視測(cè)，進(jìn)行多次計(jì)算。這樣可以減小測(cè)距的誤差來提高精確度。反思與不足這次的研究過程中，存在著許多的不足之處，如：1、我在寫論文期間，雖然查看了大量的相關(guān)文獻(xiàn)和知識(shí)點(diǎn)，但受時(shí)間和精力的限制，查閱的文獻(xiàn)、視頻數(shù)量受到局限。只針對(duì)一些基礎(chǔ)且常用的天文測(cè)距進(jìn)行了分析和研討，并只有對(duì)其中一種方法，也就是三角視差法進(jìn)行了應(yīng)用，未能開展廣泛的實(shí)踐進(jìn)行深入研究。所得結(jié)論具有一定的片面性與主觀性。2、“對(duì)各種測(cè)距方法的具體算法沒有進(jìn)一步深入研究，導(dǎo)致對(duì)各種測(cè)距方法的局限性和優(yōu)點(diǎn)沒有從算