人类是如何测量星体之间的距离的

人类是如何测量星体之间的距离的

1）利用三角视差法（Trigonometric Parallax）.
三角视差就是观测者在两个不同位置看到同一目标所观察到的目标与背景之间的差别.
由于地球绕太阳作周年运动,地球在轨道的这一侧和另一侧,观测者可以察觉到天体方向的变化——也就是被观察的天体对日地距离的视差角p：借助一点初级的三角知识,大家可以得出：当p很小时,sin(p)趋近于p（以弧度计算）,那么被观察的天体离太阳的距离d = 地球离太阳的距离（也称天文单位AU）/ 视差角p.
事实上,除了光年之外,天文距离也经常用“秒差距”（parsec）来表达,因为一秒 = 1度 / 3600 = (pi / 180)弧度 / 3600,所以1秒差距 = AU * 180 * 3600 / pi = 206264天文单位 = 3.2616光年 = 308568亿公里.
然而,目前最好的Hipparcos卫星也只能观察到不远于500秒差距的星体,超出这个距离的,三角视差法就失效了.直接的方法不行,我们就用间接的方法.
我们直接观测到的星等称为视星等（apparent magnitude ）,如果把恒星统一放到10秒差距时所观察到的星等就叫做绝对星等（Absolute magnitude）.绝对星等代表的是星体的绝对亮度,而视星等取决于绝对星等和距离.这样一来,如果我们知道星体的绝对星等,再加上所观察到的视星,距离是可以计算出来的：5log(10)(d / 千秒差距）= 视星等 - 绝对星等 + 5.
问题是,我们怎样知道所观测星体的绝对星等呢?
2）利用分光视差法（Spectroscopic Parallax）.
从恒星光谱研究发现,同样光谱型的恒星中总有几条谱线的强度只随光度而异.对于三角视差法测得出距离的恒星,可由其视星等和距离算出绝对星等,因而可做出以谱线强度为横坐标,以绝对星等为纵坐标的归算曲线.然后对于待测距离的同一光谱型恒星,先测量其谱线强度,再利用归算曲线得出它的绝对星等.型：蓝色,大于25000度
B型：蓝色,11000度至25000度
A型：蓝色,7500度至11000度
F型：蓝色到白色,6000到7500度
G型：白色到黄色,5000到6000度
K型：橙色到红色,3500到5000度
M型：红色,小于3500度
3）利用造父视差法（Cepheid Distance）
有一类星名叫造父变星（Cepheid Variable）,这类星的光度随周期性循环转变.周期的频率与星的绝对星等关系固定,故此这类星可作“标准烛光”（Standard Candle）,从光度频率就可算出其绝对星等.
用这方法,目前测量到最远的是M100星系,距离是五千六百万光年.以这类星系的光谱红移,加上测量到的绝对距离,可做距离与红移关系的校准（Calibration）,进而用光谱红移去推算更远的星系.
4）利用星群视差法（Moving Clusters）
有些银河星团的成员星自行速度和方向都很相近,有从一个辐射点分散开来或向一个会聚点会集的倾向.这种可定出辐射点或会聚点的星团称为移动星团.根据移动星团内恒星的自行和视向速度,可以定出这种星团内个别成员星的视差.这种视差称为“星群视差”,其精度很高.因此移动星团成员星的光度常被用来作为各种类型恒星的光度基准.
当然还有其它各种不同的方法,比如统计视差法（Statistical Parallax）,力学视差法（Kinematic Distance）等等.