既然说到了星星，就再做一期：测量星星的距离。
古人为了方便辨认星空，将天空中较亮的星星分组，并与神话传说和故事联系起来，称为星座。国际上统一将整个天空划分为88个星座。
北天40个星座在2世纪由希腊天文学家基本确定，名字大都充满神话色彩，如大熊座、小熊座、仙女座、仙后座等。
南天48个星座要到17世纪经过航海家和天文学家详细观察后，才逐渐定型，所以有一些名字如船底座、望远镜座、罗盘座等。
中国古代也有星宿(xiu)，“二十八宿”就是沿*道分布的28个天区。
分4宫：东方青龙、西方白虎、南方朱雀、北方玄武。
每宫7宿，依次是角、亢、氐、房、心、尾、箕、斗、牛、女、虚、危、室、壁、奎、娄、胃、昴、毕、觜、参、井、*、柳、星、张、翼、轸。
如昴星团（M45）位于金牛座，因构成星团几个亮星在昴宿而得名，又称七姊妹星团。
如王勃《滕王阁序》中的“星分翼轸，地接衡庐"。古人习惯以天上星宿与地上区域对应，（南昌）天上的方位属于翼、轸两星宿的分野，地上的位置连结着衡山和庐山。
再如杜甫《赠卫八处士》诗中“人生不相见，动如参与商。今夕复何夕，共此灯烛光。”商星（心星）属青龙在天蝎座在东方，而参星属白虎在猎户座在西方。商星升起时，参星落下；参星升起时，商星就落下。所以永远无法相见。
太阳发出的光每秒30万千米，也就是每秒可以绕地球7圈半，但它到达地球需要8分19秒。
我们能看到的漫天的星星其实都是太阳一样的恒星，最近的人马座比邻星，离太阳大约41万千米，光要走4年零3个月。
光走1年的距离叫1光年，天空最亮的天狼星距离我们8.7光年。
牛郎星和织女星，位于银河两岸，相距16光年。
金牛座的蟹状星云距离我们要光年。
仙女星系距离银河系要万光年。
还有几千万上亿光年的河外星系。
这些距离是怎么算出来的？是个很有趣的问题。主要介绍：
1，地球半径的测量。
2，月亮距离的测量。
3，太阳距离的测量。
4，三角视差法测量恒星距离。
5，分光视差法测量恒星距离。
6，造父视差法测量星系距离。
7，新星、超新星测量星系距离。
8，红移法测量星系距离。
也许有人会问测量这个有什么用？我们人类只要踏实在地球上生活就好了。但是您别忘了，正是人类的好奇心，才导致了人类目前的繁荣，才导致了人类能够杀出重围超越其他物种，成为地球的主宰。才导致目前人类航空航天的发展，反过来又促进了人类生活的改善。试想如果没有卫星，没有卫星导航系统，没有飞机、高铁、手机等等，我们现在的生活会怎样？当然如果您是信徒，您可以说这一切都是上帝的安排。
人类对星空的渴望，正如德国哲学家康德所说：这个世界上有两样东西能够深深震撼我们的心灵：一个是我们头上灿烂的星空，另一个是我们内心崇高的道德法则。
下面看看人类是怎样发挥聪明才智，去测量星星的距离的。
一，大地的尺寸测量：
1，在地球上找两个相距几百公里的地方，在同一时刻测量太阳光与地面的夹角，从而推算出地球上两地间的圆心角，两地距离除以圆心角（弧度）就是地球半径。
最典型的例子就是公元前年，古希腊的艾拉托塞尼，在相距千米的塞恩城（现在埃及的阿斯旺）和亚历山大城，按照上述方法测得地球半径是千米，与今天的测量结果千米非常接近。
2，三角网测地、测子午线：已知三角形一边和相邻的两个角，可求得另外两个边的长度。把大地分成若干个相互连接的三角形，逐步测量。
中国元代天文学家郭守敬领导的一次“四海检测”，主要是为忽必烈颁布新历法提供数据，他亲率人马由元上都、大都，经河南府、抵海南测验日影，那次检测跨度南北公里，东西公里。而且测量的纬度误差和现代相比只有0.3度左右，是我国天文学家最后一次独立完成的天文大地测量，可谓相当有水平。
郭守敬最突出的贡献就是编出《授时历》，为了纪念他，中国的“大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜（LAMOST)"就被冠名为”郭守敬望远镜“。
但到了明清之后中国的天文学就逐渐落伍了。
3，现代测量地球的形状和大小有动力学测地法（利用人造卫星）等。
二，测量月球的距离：
典型的是三角法：在三角形ABC中，知道AB的长度，和CAB以及CBA的大小，即可求得月球距离。
例如年拉朗德在柏林，他的老师拉卡伊在好望角，两人同时测量月亮的天顶距（离开头顶方向的角度），而柏林和好望角之间的纬度差是知道的，从而可以计算出CAB以、CBA以及AB的长度，这样就可求得月亮的距离。当时测得月亮距离是地球半径的60倍，很接近现代测定的数值。
再往后发展，有了雷达测月和激光测月。其中激光测月误差精度达到了8厘米，具体是阿波罗登月后，在月球安放了后向反射器组件，先后总共安放了5个后向反射器组件，人们可以很准确的收到激光回波，这样就可精确测量月球的距离。
三，地心视差法测日距：
测日和测月不同，太阳不像月亮，上面没有固定标记，没法用三角法测量。也没法用雷达和激光测量，因为收不到反射信号。
幸亏人类有开普勒，根据开普勒三大定律，只要知道行星绕太阳一圈需要多久，便可算出它离太阳有多少天文单位（地球到太阳的距离被定为1个天文单位）。至此，才第一次有了按比列精确绘制出太阳系所有行星的轨道和它们之间距离的可能。也就是根据行星离地球的距离来推算出太阳的距离。
这就要用到”视差“这个概念，物体距离越近，视差角就越大，越远视差角就越小。拉朗德和拉卡伊测月实际上是测定月球的”地心视差“。
法国天文学家卡西尼家族四代担任巴黎天文台长一职，第一代卡西尼曾测得火星视差，当时他在巴黎观测火星，同时有安排另一位天文学家里奇到南美洲的卡宴城去观测，所有恒星相对于火星几乎静止不动，他将两个观测结果对比，因此得到火星的地心视差是25”，由此推算出太阳的“地心视差”是9.5“，由此得出太阳距离地球万千米，虽然小了7%，但已经是巨大飞跃了。
英国天文学家哈雷（-），提出了用”金星凌日“来测太阳的”地心视差“。金星凌日就是金星运行到地球和太阳中间，从地球观测，金星会投影在日面上。如上图，金星凌日时，从地球上P1、P2同时观测，可见金星在太阳上的两个影子。根据观测得到角度P1金P2，再根据开普勒定律，求得角度P1日P2，如果P1P2的直线距离时地球半径，那么角度P1日P2就是太阳的”地心视角“。
因为金星凌日不是经常发生，年测了一次，年有测了一次，年和年又测了2次，中间几经周折，多次观测数据都有出入，最终于年最终得出太阳的”地心视差“是8.”。至此已经过了多年。
后来又有天文学家采用小行星冲日来测量太阳的“地心视差”。
日地距离的准确数据最终是由金星雷达测距求得的。人们向金星发射无线电波，并求得反射回波，记录下往返时间，从而得出金星到地球的距离，再根据开普勒定律求得日地距离。
年国际天文雪联合会，正式确定太阳的“地心视差”为8.“，1个天文单位（地日距离）为.千米。
人类为了测量太阳的距离，花费了多少人力物力，多大的努力！科学就是踩在前人的肩膀上不断前进的。。。
四，三角视差法测量恒星距离（最远可测秒差距以内的恒星）
恒星距离我们太过遥远，如果用三角法来测量，即使将整个地球的直径作为基线，还是太短，于是人们就想到用地球的公转轨道（3亿千米）作为基线。如上图，角度地星日，就是恒星的”周年视差“，称作恒星的”视差“，也就是站在恒星上看地球轨道半径（1AU)所张开的角度。根据这个就可以算出恒星的距离。先测得恒星的视差角α，星距D=1AU/tanα。
到年，天文学家已经用上述方法测量出大约70颗恒星的距离。到年，测得了颗恒星得距离。到年测得了大约0颗恒星的距离。
为什么到此为止其他的测不了呢？因为再远的恒星测量的误差太大。
期间德国光学家夫琅禾费（-），他通过自学，研究玻璃的特性，改进光学仪器，使得望远镜的测量精度达到0.01“。他死后墓碑上刻着“他接近了恒星”。
年欧洲空间局发射了”依巴谷卫星“，根据它的观测，发表了大约12万颗恒星的天体测量表（依巴谷卫星表），它的测量精度高达0.”，距离太阳不超过秒差距以内的恒星，相对误差不超过20%。
秒差距是距离单位，相当于恒星的“视差”是1”时，与太阳的距离。1秒差距=3.26光年。
年欧空局发射了“盖亚”卫星，它的精度比”依巴谷卫星“提高了上千倍，可测量10万光年的恒星的三角视差，精度可达0.023”。
赫罗图（赫兹普隆罗素）
五，分光视差法测量恒星距离（分光视察法最远可测的10万秒差距，即32万光年的距离。）
再远的恒星距离怎么测量呢？天文学家费尽心机找到了几种方法，它们大都与恒星的亮度有关。
年，英国天文学波格森（-）发现，1等星的平均亮度是6等星的倍，于是他定出亮度标尺：星等每差5等，亮度就差倍。例如把太阳放到天狼星，太阳的亮度看上去就比现在暗了亿倍。
光源的亮度和它到观测者的距离成反比。例如上图中小方块面积相同，但是越远收到的灯光越少。
在天文学中通常把恒星移到10秒差距的距离上来比较他们的亮度，在10秒差距远的距离上的视星等就叫“绝对星等”。
总之视星等、绝对星等和距离，三者中知道其中两个数据，就可求得另外一个数据。
公式是M=m+5-5logD，其中M是绝对星等，m是视星等，D是恒星的距离(秒差距）。
哎可能比较枯燥，没办法，总想讲清楚一点。
好了，视星等可以测得，只要知道恒星的绝对星等，那么恒星的距离就有了。
年24岁的牛顿用三棱镜分解了太阳光，这就是光谱。19世纪初，英国物理学家和化学家沃拉斯顿观测到了光谱中的一些暗线，但细致研究这些暗线的却是夫琅禾费，他也观测了很多的恒星光谱。但是对这些光谱进行分类的是意大利天文学家赛奇（-）。再往后是19世纪末，美国哈佛天文台长布克林团队，他们对恒星光谱进行了大规模的研究，将24万颗恒星光谱列入亨利.德雷珀星表（HD星表），其中坎农女士贡献巨大。最后按恒星温度由高到低排列为OBAFGKM系列（Oh!BeAFairGirl,KissMe的首字母，好记)。
再往后，丹麦天文学家赫兹普隆和美国天文学家罗素各自发现了赫罗图，横坐标是按恒星温度排列的，纵坐标是按恒星的绝对星等排列的，如上图示。这是人类测星史上的伟大发现，它给出了恒星的绝对星等和光谱型之间的关系。这样就可以通过光谱来获得恒星的绝对星等了。知道了绝对星等，通过距离公式就可求得它的距离。
总结：
1，拍恒星光谱，确定光谱型。
2，根据光谱强度对比，判断是巨星还是主序星。
3，确定恒星在赫罗图中得位置。
4，恒星的绝对星等就等于赫罗图中的平均值。
5，求出恒星的绝对星等，再同视星等比较，即可求出它的距离。公式是M=m+5-5logD。其中M是恒星的绝对星等，m是视星等，D是恒星到地球的距离（单位秒差距）。
分光视差法也有局限，一些遥远的暗弱恒星，即使用最精良的望远镜，也无法得到清晰的光谱。也就无法用赫罗图获得其绝对星等，继而无法知道其距离。分光视察法最远可测的10万秒差距，即32万光年的距离。
六，造父视差法测量星系距离（测量的极限是0万秒差距，即万光年）
古人早就发现一种罕见的天象：天空中有些很暗的星星突然亮了起来，亮度增加了上千甚至几百万倍，这就是“新星”。年英国籍荷兰裔业余天文学家古德里克，发现了大陵五亮度的周期性变化，后又发现了仙王δ星和天琴β星也是变星。仙王δ星中国古称“造父一”，造父一亮度随时间的变化曲线叫“光变曲线”，变化一个周期所用的时间叫“光变周期”，古德里克发现造父一的光变周期是5.37天，同它类似的变星都叫“第一类造父变星”。
年美国人勒维特发现光变周期越长造父变星亮度越大，很有规律。光变周期做横坐标，绝对星等做纵坐标，得出的图叫“周光关系图”。科学家用银河系内的一群造父变星的平均距离和绝对星等，得到了“周光关系图”的零点，最后得到了上图所示“第一类造父变星周光关系图”。
这样继分光视差发之后，有向前推进了一部，可以可靠地测定河外星系地距离。造父变更星被称为“量天尺”。这种方法称为“造父视差法”。
然而太遥远地星系，变星很暗，如天琴RR型变星，已经接近天文望远镜的极限。所以“造父视差法”测量的极限是0万秒差距（万光年）。
七，新星、超新星测量星系距离（最远可测40-亿光年）
当新星爆发时，观测其亮度到达极值时的视星等，绝对星等按-7.3计算（按银河系中新星爆发的绝对星等取平均值，得出-7.3）。两者比较可以算出距离。测量不是很准确，不确定性大约在2.5倍左右，然而在没有更好办法的情况下，至少能给人一个具体印象。
如果超过秒差距（万光年），恒星的视星等就减弱到24等，无法再往下进行。
这时候超新星就需要了，超新星是大质量恒星晚期星体剧烈爆发的现象。最典型的就是“蟹状星云”。
近些年研究有大进展，超新星有2种：一型超新星平均绝对星等-19等，二型-17等。同样观测其视星等，就可算出该星系的距离。
同样一型超新星最远可测量达亿光年，二型超新星最远可测量达40亿光年以上。
八，红移法测量星系距离
那再远的星系怎么测量呢？
根据多普勒效应，光源靠近我们波长变短，光谱线向蓝端移动；光源远离我们波长变长，光谱线向红端移动。于是星系靠近我们叫蓝移，远离我们叫红移。
年美国天文学家斯莱昂发现，十多个星系都在以每秒几百千米的速度远离我们，当时令人费解。
哈勃为现代天文学做出了杰出的贡献
后来哈勃研究发现，星系距离我们越远，红移越大，距离和红移之间有正比的线性关系。这就是著名的哈勃定律：v=cz=Hr，v是星系的视向速度，c是光速，z是星系的红移，H是哈勃常数，r是星系的距离。其中哈勃常数需要根据大量的天文观测来推算。目前得出的是H=67.8千米/秒/百万秒差距。
科学家通过拍摄河外星系的光谱，测得它们的红移量，进而利用上面的公式求得距离。
根据观测宇宙目前在加速膨胀。俄罗斯裔美国物理学家加莫夫的“大爆炸宇宙论”是当代最有影响的宇宙学理论。
预览时标签不可点收录于话题#个上一篇下一篇