天体测量(旧)

体.

2.激光测距法

3.三角视差法：通过地球绕太阳的公转引起的观测天体位置的变化来确定天体的距离.

适用于300光年以内天体.

三角视差法是一种利用不同视点对同一物体的视差来测定距离的方法。对同一个物体，分别在两个点上进行观测，两条视线与两个点之间的连线可以形成一个等腰三角形，根据这个三角形顶角的大小，就可以知道这个三角形的高，也就是物体距观察者的距离。

天文学上的距离单位除天文单位（AU）、秒差距(pc)外，还有光年(ly) 1秒差距(pc)=206265天文单位(AU)=3.26光年=3.09×1013千米

1光年(1y)=0.307秒差距(pc)=63240天文单位(Au)=0.95×1013千米。

1A.U./2ΠR = 1秒/360*60*60秒 注：1角秒 = 1/3600度 R = 1/(2Π)*360*60*60A.U. = 206265A.U. = 3.26光年

4. 造父视差法（标准烛光法）：通过造父变星的亮度与光度变化周期之间的关系

来确定天体的距离.这实际上是一种寻求“标距关系”的方法。

物理学中有一个关于光度、亮度和距离关系的公式。S∝L0/r^2

测量出天体的光度L0和亮度S，然后利用这个公式就知道天体的距离r。光度和亮度的含义是不一样的,亮度是指我们所看到的发光体有多亮，这是我们在地球上可直接测量的。光度是指发光物体本身的发光本领，关键是设法知道它就能得到距离。天文学家勒维特发现“造父变星”，它们的光变周期与光度之间存在着确定的关系。于是可以通过测量它的光变周期来定出光度，再求出距离。如果银河系外的星系中有颗造父变星，那么我们就可以知道这个星系与我们之间的距离了。那些连其中有没有造父变星都无法观测到的更遥远星系，当然要另外想办法。

5.光谱光度法：利用主序星的亮度和光谱类型的关系确定距离,适用于几千万光年以内。

用绝对星等M来表征光度，用视星等m表征亮度，相应的关系式为m-M=5lgr-5。m是观测量，只要设法确定恒星的M，便可以导出它的距离r，这就是光度测距法的基本原理，所得出的距离称为光度距离。

确定天体的绝对星等有两条不同的途径。一是设法确定某类恒星所具有的恒定的、或者变化不大的绝对星等M，因此对于远处未知距离的这类恒星来说，只要测得它的视星等m，便可推算出它的距离。这类可用于测距的恒星称为标距天体，它们的绝对星等就是“标准烛光”。例如，蓝白色的亮星以及称为沃尔夫－拉叶星的一类特殊恒星，平均绝对星等M约为-7.0，新星爆发后最明亮时也可达到M≈-7.0，它们可以作为标准烛光，其测距的适用范围最远约可达5000万光年。 二是寻求“标距关系”。以造父变星为例，该类变星的平均绝对星等M与光变周期P之间有着确定的周光关系M=a lgP+b，其中P是可观测量，a和b为常参数，可以通过已知距离的近距造父变星来加以标定。对应于确定的周光关系，只要测得未知距离的远距造父变星的光变周期，便能计算出相应的绝对星等，并进而推算出距离。造父变星是一类高光度恒星，即使在相当远的地方也能观测到，利用它们的周光关系作为标距关系，适用范围最远也可达5000万光年左右。

6.哈勃定律法：河外星系的视向退行速度与距离成正比，即距离越远，视向速度越大。

这个速度——距离关系在1929年由美国天文学家哈勃发现，称为哈勃定律或哈勃效应。 哈勃定律( Hubble's law )：Vf = Hc x D 参数说明：

Vf：Velocity ( Far Away ) 远离速率 单位：km / s

Hc：Hubble's Constant 哈勃常数 单位：km / (s．Mpc) D：Distance 相对地球的距离 单位：Mpc 百万秒差距 视向速度可以通过测量星系光谱中谱线的多普勒位移来确定 2012年12月20日，美国国家航空航天局的威尔金森微波各向异性探测器实验团队宣布，哈伯常数为69.32 ± 0.80 (km/s)/Mpc。

2013年3月21日，从普朗克卫星观测获得的数据，哈伯常数为67.80 ± 0.77 千米每秒每百万秒差距（67.80 ± 0.77 km/s/Mpc）。