1樓：影子
首先來說說視差。視差就是觀測者在兩個不同位置看到同一天體的方向之差。我們來做個簡單的實驗：
伸出你的右手拇指，交替閉合和睜開雙眼，你會發現拇指向對於背景左右移動。這就是視差。在工程上人們常用三角視差法測量距離。
如圖，如果我們測量出∠α、∠β和兩角夾邊a（稱作基線）， 那麼這個三角形就可以被完全確定。 天體的測量也可以用三角視差法。它的關鍵是找到合適的邊長a——因為天體的距離通常是很大的——以及精確測量角度。
我們知道，地球繞太陽作週年運動，這恰巧滿足了三角視差法的條件：較長的基線和兩個不同的觀測位置。試想地球在軌道的這一側和另一側，觀測者可以察覺到恆星方向的變化——也就是恆星對日－地距離的張角θ（如圖）。
圖中所示的是周年視差的定義。通過簡單的三角學關係可以得出： r=a/sinθ 由於恆星的周年視差通常小於1°，所以(使用弧度制)sinθ≈θ。
如果我們用角秒錶示恆星的周年視差的話，那麼恆星的距離r=206 265a/θ。通常，天文學家把日－地距離a稱作一個天文單位（a.u.
）。只要測量出恆星的周年視差，那麼它們的距離也就確定了。當然， 周年視差不一定好測。
第谷一輩子也沒有觀測的恆星的周年視差——那是受當時的觀測條件的限制。 天文單位其實是很小的距離，於是天文學家又提出了秒差距（pc）的概念。也就是說，如果恆星的周年視差是1角秒（1/3600秒），那麼它就距離我們1秒差距。
很顯然，1秒差距大約就是206265天文單位。 遺憾的是，我們不可能把周年視差觀測的相當精確。現代天文學使用三角視差法大約可以精確的測量幾百秒差距內的天體，再遠，就只好望洋興嘆了。
星等的關係 星等是表示天體相對亮度的數值。我們直接觀測到的星等稱為視星等，如果把恆星統一放到10秒差距的地方，這時我們測量到的視星等就叫做絕對星等。視星等（m）和絕對星等（m）有一個簡單的關係：
5lg r=m-m+5 這就意味著，如果我們能夠知道一顆恆星的視星等（m） 和絕對星等（m），那麼我們就可以計算出它的距離（r）。不消說，視星等很好測量，那麼絕對星等呢？很幸運，通過對恆星光譜的分析我們可以得出該恆星的絕對星等。
這樣一來，距離就測出來了。通常這被稱作分光視差法。 絕對星等是很有用的。
天文學家通常有很多方法來確定絕對星等。比如主星序重疊法。如果我們認為所有的主序星都具有相同的性質。
那麼相同光譜型的恆星就有相同的絕對星等。如果對照太陽附近恆星的赫羅圖，我們就可以求出遙遠恆星的絕對星等，進而求出距離。 造父變星是一種性質非常奇特的恆星。
所謂變星是指光度週期性變化的恆星。造父變星的獨特之處就在於它的光變週期和絕對星等有一個特定的關係（稱為周光關係）。通過觀測光變週期就可以得出造父變星的絕對星等。
有了絕對星等，一切也就好說了。 造父變星有兩種：經典造父變星和室女座w型造父變星， 它們有不同的周光關係。
天琴座的rr型變星也具有特定的周光關係，因此也可以用來測定距離。這種使用變星測距的方法大致可以測量108秒差距的恆星。向紅端移動。
人們觀測到，更加遙遠的恆星的光譜都有紅移的現象，也就是說，恆星的光譜整個向紅端移動。造成這種現象的原因是：遙遠的恆星正在快速的離開我們。
根據多普勒效應可以知道，離我們而去的物體發出的光的頻率會變低。 2023年，哈勃(hubble,e.p.
)提出了著名的哈勃定律，即河外星系的視向退行速度和距離成正比：v=hd。這樣，通過紅移量我們可以知道星體的推行速度，如果哈勃常數h確定，那麼距離也就確定了（事實上，哈勃太空望遠鏡的一項主要任務就是確定哈勃常數h）。
這樣，我們就可以測量到這個可觀測宇宙的邊緣了。 回到地球 不過還是有一個問題，這種天文學的測量如同一級一級的金字塔，那麼金字塔的地基——天文單位到底是多少呢？如果測量不出天文單位，其他的測量就都成了空中樓閣。
天文單位的確是天文測量的基石。20世紀60年代以前，天文單位也是用三角測量法測出的，在這之後，科學家使用雷達測量日－地距離。雷達回波可以很準確的告訴我們太陽裡我們有多遠，這樣一來，天文學家就可以大膽的測量遙遠的星辰了。求採納
2樓：麻將
有三種專門測量天體距離的單位——光年、天文單位、秒差距
天文學上怎麼測星星之間的距離的
3樓：
三角視差法
河內天體的距離又稱為視差，恆星對日地平均距離（a）的張角叫做恆星的三角視差(p)，則較近的恆星的距離d可表示為：
sinπ＝a/d
若π很小，π以角秒錶示，且單位取秒差距(pc)，則有：d=1/π
用周年視差法測定恆星距離，有一定的侷限性，因為恆星離我們愈遠，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，至今用這種方法測量了約10000多顆恆星。
分光視差法
對於距離更遙遠的恆星，比如距離超過110pc的恆星，由於周年視差非常小，無法用三角視差法測出。於是，又發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恆星的譜線強度去確定恆星的光度，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.
移動星團法
這時我們要用運動學的方法來測量距離，運動學的方法在天文學中也叫移動星團法，根據它們的運動速度來確定距離。不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恆星是以相等和平行的速度在銀河系中移動的。在銀河系之外的天體，運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離。
造父視差法（標準燭光法）
物理學中有一個關於光度、亮度和距離關係的公式。s∝l0/r2
測量出天體的光度l0和亮度s，然後利用這個公式就知道天體的距離r。光度和亮度的含義是不一樣的,亮度是指我們所看到的發光體有多亮，這是我們在地球上可直接測量的。光度是指發光物體本身的發光本領，關鍵是設法知道它就能得到距離。
天文學家勒維特發現「造父變星」，它們的光變週期與光度之間存在著確定的關係。於是可以通過測量它的光變週期來定出廣度，再求出距離。如果銀河系外的星系中有顆造父變星，那麼我們就可以知道這個星系與我們之間的距離了。
那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠星系，當然要另外想辦法。
三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法，前一支的尺度是幾百光年，後一支是幾百萬光年。在中間地帶則使用統計方法和間接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度達100億光年數量級。
哈勃定律方法
哈勃指出天體紅移與距離有關：z = hd /c，這就是著名的哈勃定律，式中z為紅移量；c為光速；d為距離；h為哈勃常數，其值為50～80千米／(秒·兆秒差距)。根據這個定律，只要測出河外星系譜線的紅移量z，便可算出星系的距離d。
用譜線紅移法可以測定遠達百億光年計的距離。
2023年哈勃(edwin hubble)對河外星系的視向速度與距離的關係進行了研究。當時只有46個河外星系的視向速度可以利用，而其中僅有24個有推算出的距離，哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關係。現代精確觀測已證實這種線性正比關係
v = h0×d
其中v為退行速度，d為星系距離，h0=100h0km．s-1mpc（h0的值為0 利用哈勃定律，可以先測得紅移δν/ν通過多普勒效應δν/ν=v/c求出v，再求出d。 哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星系來看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠的星系間彼此散開的速度越大。 天文學家是如何知道星星離地球的距離的 4樓：匿名使用者 紅移 多普勒 人們常常用「天文數字」來形容數字的巨大，事實也確實如此： 日－地距離是149 597 870千米，仙女座星系距離我們236萬光年，整 個宇宙的尺度大約是15 000 000 000光年(大約合9 460 800 000 000 000米）。 這些碩大無朋的數字是什麼得出的？天文學家用的是什麼尺子？ 從視窗望去我可以判斷大街上的行人距離我多遠，這依靠的是周 圍的參照物和生活常識，要測量旗杆的高度可以把它放倒然後用尺子 量。然而對於天文學家來說，這些方法全都是遙不可及——的確是遙 不可及，天文學家的工作就是研究那些遙不可及的天體。那麼，天文 學家是如何測量距離的呢？ 從地球出發 首先來說說視差。什麼是視差呢？視差就是觀測者在兩個不同位 置看到同一天體的方向之差。我們來做個簡單的實驗：伸出你的右手 拇指，交替閉合和睜開雙眼，你會發現拇指向對於背景左右移動。這 就是視差。在工程上人們常用三角視差法測量距離。如圖，如果我們 測量出∠α、∠β和兩角夾邊a（稱作基線）， 那麼這個三角形就可以 被完全確定。 天體的測量也可以用三角視差法。它的關鍵是找到合適的邊長a—— 因為天體的距離通常是很大的——以及精確測量角度。 我們知道，地球繞太陽作週年運動，這恰巧滿足了三角視差法的條 件：較長的基線和兩個不同的觀測位置。試想地球在軌道的這一側和另 一側，觀測者可以察覺到恆星方向的變化——也就是恆星對日－地距離 的張角θ（如圖）。圖中所示的是周年視差的定義。通過簡單的三角學 關係可以得出： r=a/sinθ 由於恆星的周年視差通常小於1°，所以(使用弧度制)sinθ≈θ。如 果我們用角秒錶示恆星的周年視差的話，那麼恆星的距離r=206 265a/θ。 通常，天文學家把日－地距離a稱作一個天文單位（a.u.）。只要測量 出恆星的周年視差，那麼它們的距離也就確定了。當然， 周年視差不 一定好測。 第谷一輩子也沒有觀測的恆星的周年視差——那是受當時 的觀測條件的限制。 天文單位其實是很小的距離，於是天文學家又提出了秒差距（pc） 的概念。也就是說，如果恆星的周年視差是1角秒（1/3600秒），那麼 它就距離我們1秒差距。很顯然，1秒差距大約就是206265天文單位。 遺憾的是，我們不可能把周年視差觀測的相當精確。現代天文學使 用三角視差法大約可以精確的測量幾百秒差距內的天體，再遠，就只好 望洋興嘆了。 星等的關係 星等是表示天體相對亮度的數值。我們直接觀測到的星等稱為視星 等，如果把恆星統一放到10秒差距的地方，這時我們測量到的視星等就 叫做絕對星等。視星等（m）和絕對星等（m）有一個簡單的關係： 5lg r=m-m+5 這就意味著，如果我們能夠知道一顆恆星的視星等（m） 和絕對星 等（m），那麼我們就可以計算出它的距離（r）。不消說，視星等很好 測量，那麼絕對星等呢？很幸運，通過對恆星光譜的分析我們可以得出 該恆星的絕對星等。這樣一來，距離就測出來了。通常這被稱作分光視 差法。絕對星等是很有用的。天文學家通常有很多方法來確定絕對星等。 比如主星序重疊法。如果我們認為所有的主序星都具有相同的性質。那 麼相同光譜型的恆星就有相同的絕對星等。如果對照太陽附近恆星的赫 羅圖，我們就可以求出遙遠恆星的絕對星等，進而求出距離。 造父變星是一種性質非常奇特的恆星。所謂變星是指光度週期性變 化的恆星。造父變星的獨特之處就在於它的光變週期和絕對星等有一個 特定的關係（稱為周光關係）。通過觀測光變週期就可以得出造父變星 的絕對星等。有了絕對星等，一切也就好說了。 造父變星有兩種：經典造父變星和室女座w型造父變星， 它們有不 同的周光關係。天琴座的rr型變星也具有特定的周光關係，因此也可以 用來測定距離。這種使用變星測距的方法大致可以測量108秒差距的恆星。 向紅端移動 人們觀測到，更加遙遠的恆星的光譜都有紅移的現象，也就是說， 恆星的光譜整個向紅端移動。造成這種現象的原因是：遙遠的恆星正在 快速的離開我們。根據多普勒效應可以知道，離我們而去的物體發出的 光的頻率會變低。 2023年，哈勃(hubble,e.p.)提出了著名的哈勃定律，即河外星系的視 向退行速度和距離成正比：v=hd。這樣，通過紅移量我們可以知道星 體的推行速度，如果哈勃常數h確定，那麼距離也就確定了（事實上， 哈勃太空望遠鏡的一項主要任務就是確定哈勃常數h）。 這樣，我們就可以測量到這個可觀測宇宙的邊緣了。 回到地球 不過還是有一個問題，這種天文學的測量如同一級一級的金字塔， 那麼金字塔的地基——天文單位到底是多少呢？如果測量不出天文單位， 其他的測量就都成了空中樓閣。 天文單位的確是天文測量的基石。20世紀60年代以前，天文單位也 是用三角測量法測出的，在這之後，科學家使用雷達測量日－地距離。 雷達回波可以很準確的告訴我們太陽裡我們有多遠，這樣一來，天文學 家就可以大膽的測量遙遠的星辰了 天文上已光的傳播速度來計算距離的 計量單位為 光年 主要有三個長度單抄位 1 光年 一年時間bai光所走過的距離，記du作 ly 1ly 9.46053 10 12km。2 天zhi文單位 地球 月球質dao 量中心到太陽的平均距離，記作 a 最新定義是光在499.004782 秒內所走過的距離。1... 天津四 天鵝座 一等星 參宿四,參宿七 獵戶座 一等星 都很遠 最可能是參宿四 不知道 這樣的星星太多了 你知道了告訴我吧 和老友記有關，和天文學有一點關的一個問題 怎麼用自己的名字命名星星？40 國外 香港有挺多賣星星命名的機構的，但是我個人對這些具體有什麼價值持懷疑態度。一個證書加上電子畫冊 甚... 全國共有4所大學設有天文學專業，前三是 1.南大 2.北大 3.中國科技大學 設定了天文系或有天文專業的有北京大學 南京大學 北京師範大學 中國科技大學.南京大學天文系 設有天文學專業有哪些大學？全國共有4所大學設 來有天源文學專業，前三是 bai 1.南大 2.北大 3.中國科技du大學設定了天文...天文學上常用什麼單位計算距離,有哪些天文學常用距離單位
詢問一顆星星的名字（天文），天文學 關於星星的問題！
求所有設有天文學專業的大學,設有天文學專業有哪些大學？