【天文測距方法的總結(jié)與探討4700字】

天文測距方法的總結(jié)與探討摘要就天文學(xué)發(fā)展而言，要求盡量準(zhǔn)確地確定天體之間的距離。因此，天文學(xué)家探索天體測距，并以不同方式針對(duì)不同屬性，距離進(jìn)行分析、確定大、小天體之間的距離范圍。隨著科學(xué)技術(shù)水平的不斷上升，這些測量方法也變得越來越成熟和完善。通過這些方法測定的天體距離使人們更深刻地認(rèn)識(shí)了大量天體，甚至宇宙整體的結(jié)構(gòu)。因此，天文測距就成為了一個(gè)重要課題被廣泛地研究。天文測距的方法多種多樣，每一種方法都有其優(yōu)勢與劣勢。在眾多測距方法中最常見也最基本的就是光學(xué)測距法。因此，為了研究各種天文測距方法的具體內(nèi)容，本論文將從測距方法的界定、原理及測量方法出發(fā)，來分析各種天文測距方法的優(yōu)缺點(diǎn)以及在實(shí)際應(yīng)用中所需要注意的問題。歸納并討論了主要天文測距的應(yīng)用條件，局限性和用途。【關(guān)鍵詞】天文學(xué)；天文測距；天體距離緒論測量天體距離對(duì)天文研究起著舉足輕重的作用，天體距離測量方法是多種多樣，可根據(jù)距地球遠(yuǎn)近采用不同方法，以提高距離測量精確度。因此，有必要針對(duì)每一個(gè)距離上的天體，采用相應(yīng)的測量方法。由于各種原因，現(xiàn)在我們只能選擇一些比較傳統(tǒng)且精度較高的測量方式。而本論文研究的就是怎樣精確地利用這些測量方法來實(shí)現(xiàn)天文測距。天體距離一般用經(jīng)緯儀測得。從古代到現(xiàn)代，天文學(xué)家們都在不斷地研究天體測距方法，因此，天體測距的方法不斷得到發(fā)展。從古代開始就有了各種關(guān)于測距方法的論述，并不斷發(fā)展完善。由于天體的性質(zhì)和距離不同，所采用的測距方法不盡相同。為了更好地測量天體的位置及大小，就需要測量者掌握正確的計(jì)算方法。測量者根據(jù)天體距離測定方法和理論分析研究，歸納各天體適宜的方法，得到天體距離確定方法的應(yīng)用范圍。同時(shí)結(jié)合一些實(shí)際觀測資料來進(jìn)行比較，最終確定適合于測量者使用的測量方法。根據(jù)離地球遠(yuǎn)近不一的天體，對(duì)不同測距方法都進(jìn)行了不同的研究。例如根據(jù)天體之間相對(duì)位置關(guān)系來確定它們各自適用的測量方式，離地球較近時(shí)所采用的金星凌日法、三角視差法等。距離地球光年有一定距離的行星則采用光度函數(shù)法、造父變星法、超新星等。距離地球超遠(yuǎn)距離的行星則使用哈勃定律測距方法。另外在其他方面還有利用射電望遠(yuǎn)鏡測量天體距等。本論文將針對(duì)以上的測量方法分析其測距方法的局限性、優(yōu)缺點(diǎn)和應(yīng)用范圍。幾何測距法三角視差法早期采用的天文測距法是三角視差法。那時(shí)，天文學(xué)家用這種方法測得月球與地球和銀河系中某些較近天體恒星的間距。但是由于各種原因，現(xiàn)在我們只能選擇一些比較傳統(tǒng)且精度較高的測量方式。德國天文學(xué)家和數(shù)學(xué)家貝塞爾于1838年時(shí)就已經(jīng)估計(jì)地球與天鵝座61大約有10.4光年。隨著現(xiàn)代的科學(xué)家們精進(jìn)的計(jì)算出了11.4光年的數(shù)值，也表明了差別很小。因?yàn)楫?dāng)時(shí)沒有儀器可以測出天體間的相對(duì)速度，所以只能用三角函數(shù)來計(jì)算了。三角視差法第一次測量太陽外恒星與地球之間的距離代表了天文學(xué)里程碑式的發(fā)展。弄清視差的含義可以幫助了解三角視差法是如何進(jìn)行工作的。隨著科學(xué)技術(shù)的發(fā)展，人們開始利用各種不同儀器對(duì)這些遙遠(yuǎn)目標(biāo)進(jìn)行精確定位。所謂視差，就是肉眼對(duì)物體進(jìn)行觀察時(shí)所引起的誤差。如果一個(gè)人在觀察一個(gè)物體的時(shí)候，他的雙眼都能看到它的外形，那么就認(rèn)為這個(gè)物體的大小與觀察者的視線距離相等，這就是視差。例如，炮兵用拇指測距。那么你就可以把食指放到一個(gè)平面上，這樣拇指與平面形成一條直線，這條直線就是被測對(duì)象所在的角度。具體做法是：首先伸大拇指，再對(duì)準(zhǔn)要測的對(duì)象，分別使用你的右眼與左眼來觀察該對(duì)象，這個(gè)時(shí)候，我們的眼睛就有誤差了，這一錯(cuò)誤使我們感到大拇指在對(duì)象上的位置有偏移，但是現(xiàn)實(shí)中大拇指是不會(huì)發(fā)生偏移的。因此，我們需要找到一個(gè)合適的視角，使它位于視線之內(nèi)。如把雙眼，大拇指及2次觀察拇指部位構(gòu)圖，它們將形成兩個(gè)類似的三角形。其中一個(gè)三角形就是火炮與被測目標(biāo)之間的最小安全間距。用這兩個(gè)類似的三角形，就能得到景物與炮兵之間的距離。根據(jù)這個(gè)原理，我們可以把視線當(dāng)作一個(gè)正方形，這樣就可以得到視點(diǎn)與觀察者之間的相對(duì)位置關(guān)系。例如，炮兵手臂長度可看作該三角形高度；食指與中指之間的間距就是一個(gè)三角形中最短的頂點(diǎn)在此平面上投影所占的面積。兩眼距離可作為三角形的底數(shù)。再運(yùn)用平行四邊形法則把上述兩部分連接起來就得到了一個(gè)新的相似三角形。再根據(jù)相似三角形性質(zhì)，進(jìn)而推算出遠(yuǎn)方景物與大拇指之間的距離。再運(yùn)用數(shù)學(xué)中的比例定律和幾何知識(shí)計(jì)算出火炮與地面之間的間距，從而得到炮兵陣地到目標(biāo)物間的實(shí)際距離。炮兵發(fā)射炮彈后，按此原則估計(jì)目標(biāo)物距離。但采用三角視差法來測量天體，也有一定的局限性。利用這一原理，我們可以計(jì)算出該天體離地面的水平距。比如，天體離得越遠(yuǎn)越好，所測三角形高度的值越大越好，根據(jù)三角形角度的性質(zhì)，測得的值就無法達(dá)到準(zhǔn)確的程度。這時(shí)計(jì)算底邊數(shù)值是非常重要的，所以當(dāng)我們觀察到相對(duì)遙遠(yuǎn)的地球天體，可以觀察到兩種不同位置，將兩次觀測所得圖形記錄下來。利用這些數(shù)據(jù)，我們便可以得出一個(gè)新的三角形。測得三角形頂角及兩地距離，然后根據(jù)三角形的特點(diǎn)，即可算出物體之間的距離。同理，要想測出月球與地球之間的距離，要把地球直徑當(dāng)作三角形底邊，那么，每半天就會(huì)對(duì)月球位置進(jìn)行觀察，作圖可得此三角形的頂角，接著算出地球與月球之間的距離。這種方法，不能滿足大范圍連續(xù)觀測要求的情況下。在實(shí)踐中，這種觀測手法有破綻，由于是夜間測量，半天以后，黎明時(shí)看不見月球，故不能作圖測量。如果直接用此方法測量，則需要較長的時(shí)間才能找到最佳地點(diǎn)。因此，實(shí)際工作中要選擇距離較遠(yuǎn)兩點(diǎn)作為基線，而非以地球的直徑為基線。角直徑測距法測量恒星的時(shí)候，會(huì)出現(xiàn)角直徑，線直徑等。在測量恒星角直徑和線直徑，它們之間存在的特性，就可以利用特性計(jì)算出恒星們之間的距離。由實(shí)測的作圖得知，元弧的性質(zhì)是。公式當(dāng)中的θ代表的是天體的角直徑，d代表的是天體的線直徑。1、角直徑測量方法天體和地球之間的距離如果非常的遙遠(yuǎn)，那么由地球觀察到的該天體角直徑就會(huì)較小，因此很難確定角直徑。但是經(jīng)天文學(xué)家考證，測量較近天體時(shí)，可采用邁克爾遜干涉法測量角徑，在對(duì)較遠(yuǎn)距離天體進(jìn)行測量時(shí)，發(fā)現(xiàn)可以找到角直徑、視星等信息以及天體的顏色之間具有的某種聯(lián)系，而該聯(lián)系可用于測量角值徑。脈動(dòng)變量天體發(fā)生周期性擴(kuò)張和收縮，在這個(gè)進(jìn)程中，天體在不同譜線上發(fā)出多普勒頻移，并可利用譜線多普勒頻移進(jìn)行視向速度測量，利用膨脹或收縮速度的視向速度積分進(jìn)行反推，可獲得恒星線直徑。通過這個(gè)方法可以得到星系團(tuán)、星系等各種復(fù)雜結(jié)構(gòu)體的線直徑。利用相同的原理，還可以確定新星的線直徑。對(duì)白矮星，其線直徑可由理論（白矮星的引力穩(wěn)定模型）推算出它們的線直徑(一般為太陽直徑的1-2%)。角直徑，線直徑測距法有一定的限制，若天體與地球相距過遠(yuǎn)的情況下，在測量中與三角視差法的限制相似，因?yàn)楫?dāng)我們對(duì)地球的天體進(jìn)行觀察的時(shí)候，所得角直徑非常小，所以角直徑不易且無法精確測得，角值徑則需采用邁克爾遜干涉法測量。另外，恒星線直徑較難確定，視向速度需通過多普勒頻移進(jìn)行測量。光度測距法造父變星測距法1785年英國天文學(xué)家古德里克在對(duì)仙王座星進(jìn)行觀測時(shí)發(fā)現(xiàn)仙王座星最明亮?xí)r刻大約為3.78，很快亮度慢慢暗了下來，接著亮度劇增，一天之后，又到達(dá)最亮3.78，由此確定了仙王座星的亮度呈固定規(guī)律變化（后稱變星）。仙王座星亮度變化也被稱為光變周期。仙王座星光變周期十分平穩(wěn)，自從觀察到仙王座星光變周期被記錄下來后，仙王座星光變周期雖又縮短，但下降的速度十分緩慢，僅僅是縮短13秒鐘。這個(gè)光周期被科學(xué)家稱為“仙度”。由于其光變周期具有典型性，穩(wěn)定性強(qiáng)，因此，測距方面的作用是比較穩(wěn)定的。另外一個(gè)例子是一顆被稱為“造”字星的恒星。而這顆變星，在我國古代被稱為造父一，有許多天體都與這顆變星極為類似，因此，將這類變星均稱為造父變星。造父一距離測量比三角視差法所測量到的有效距離更加精確，可達(dá)到30Mpc，距離近1億光年。然而，造夫一能夠由光譜準(zhǔn)確地確定其亮度和視向速變，由于在光譜上可觀察到顏色變化，即改變輻射能量的溫度。所以，如果能利用這個(gè)特性來測量距離是有意義的。計(jì)算光譜中視向速度變化，前進(jìn)方向和后進(jìn)方向的快慢，一般用(+)表示遠(yuǎn)離我們，(-)表示接近我們。當(dāng)距離增加時(shí)這種情況就變得更復(fù)雜。這一方法就是恒星光譜的多普勒效應(yīng)。在宇宙中，任何物體都是不穩(wěn)定的。非穩(wěn)定天體它的亮度，稱為光度變化，也就是顏色變紅或者變黃的情況下，它的視向速度會(huì)發(fā)生明顯改變。亮度發(fā)生改變的天體稱為變星。變星系是一種特殊類型的天體，它也具有類似于變星一樣的特性——亮度隨時(shí)間而改變。變星可進(jìn)一步劃分為脈動(dòng)變星與爆發(fā)變星，脈動(dòng)變星改變與氣缸活塞改變非常類似：氣缸活塞不動(dòng)時(shí)，內(nèi)，外部壓力取得了均衡。在這一過程中，外部壓強(qiáng)逐漸增加，而內(nèi)壓強(qiáng)逐漸減少。此時(shí)氣缸內(nèi)壓力達(dá)到平衡狀態(tài)，如氣缸內(nèi)無摩擦力，壓力的突破，活塞則上下作周期運(yùn)動(dòng)。當(dāng)活塞上下振動(dòng)頻率接近或相等時(shí)，在缸底產(chǎn)生一個(gè)負(fù)壓區(qū)，使液體從底部向頂部流動(dòng)，形成氣泡群。氣缸內(nèi)氣體體積也將隨之改變，致使氣體產(chǎn)生周期性的擴(kuò)張與收縮。這種現(xiàn)象叫爆發(fā)變星。爆發(fā)變星變化是指天體驟然變亮，不一定存在周期性變化。在恒星周圍有一個(gè)非常強(qiáng)的輻射源。星體膨脹后有效溫度會(huì)下降。輻射偏離紅外波段，因此可見光亮度減弱。勒維特對(duì)小麥哲倫星云進(jìn)行了調(diào)查，找出光變周期隨光度變化的規(guī)律，她在觀察時(shí)發(fā)現(xiàn)，造父變星具有光變周期，光度越高二者呈線性關(guān)系。在此基礎(chǔ)上，又通過計(jì)算得到造父變星和其他類星體的距離，從而得出了它們間存在著一個(gè)近似線性函數(shù)的關(guān)系。這一線性關(guān)系奠定了造父變星測距的理論基礎(chǔ)，并為造父測距的便利，因此，將此光變周期隨光度變化的規(guī)律簡稱周光關(guān)系。分光視差法1902年，丹麥天文物理學(xué)家從事研究，發(fā)現(xiàn)天體光譜中電離鍶譜線的強(qiáng)度和恒星的絕對(duì)星等存在著一定的關(guān)系，天文學(xué)家通過這種的分析，測定了天體的分光視差。分光視差法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)系來進(jìn)行研究，測天體距離。應(yīng)用上述關(guān)系，帶入天體距離模數(shù)公式mv?Mv≠5lgd?5，推算天體距離d。分光視差法測距適用范圍：~7Mpc。分光視差法也是具有局限性的。采用分光視差法測量天體距離必須測定天體的視星等，和對(duì)光譜種類要有一定的認(rèn)識(shí)。必須先把恒星和其他天體區(qū)分開來。通常恒星非常明亮，因此，分光視差法可直接用于其光度測定。在測定時(shí)，只需將被測物體放在望遠(yuǎn)鏡中即可。但對(duì)于非常黑暗和弱小的天體，不能獲得完整的天體光譜數(shù)據(jù)，則分光視差法不能測量。結(jié)論從確定主題開始，本人在學(xué)習(xí)過程中，參考了大量國內(nèi)外有關(guān)文獻(xiàn)，闡述天文測距的方法，明確多種天文測距方法，根據(jù)天體距離所采用測距方法的差異，將其歸類，并對(duì)各種測距方法的優(yōu)勢及局限性進(jìn)行了總結(jié)。一般情況下，恒星是很亮的，所以可以直接利用分光視差法測定它的光度。文中概述的僅是確定天體距離的一些基本和常用測距方法，在此基礎(chǔ)上，還可以有很多別的途徑。根據(jù)測量精度的要求及工程應(yīng)用目的，我們需要選擇最適合自己需求的測量方法。天體測量的各類方法都有一定的適用范圍，因此實(shí)際進(jìn)行天體距離測時(shí)可利用各種方法進(jìn)行重復(fù)視測，做幾次計(jì)算。當(dāng)一次測量時(shí)，每次需要重復(fù)三次以上才可獲得正確結(jié)果。從而降低了測距時(shí)的誤差，以提高精確度。

參考文獻(xiàn)[1]趙君亮.變光天體之回光測距[J].科學(xué),2019,v.65,30-33[2]王學(xué)水;張玉梅.天體距離的測量方法[J].現(xiàn)代物理知識(shí),2017,No.109,56-57.[3]劉曉軍;高廣君;王治金.天體距離測量的理論依據(jù)[J