【天文测距方法的总结与探讨4700字】

天文测距方法的总结与探讨摘要就天文学发展而言，要求尽量准确地确定天体之间的距离。因此，天文学家探索天体测距，并以不同方式针对不同属性，距离进行分析、确定大、小天体之间的距离范围。随着科学技术水平的不断上升，这些测量方法也变得越来越成熟和完善。通过这些方法测定的天体距离使人们更深刻地认识了大量天体，甚至宇宙整体的结构。因此，天文测距就成为了一个重要课题被广泛地研究。天文测距的方法多种多样，每一种方法都有其优势与劣势。在众多测距方法中最常见也最基本的就是光学测距法。因此，为了研究各种天文测距方法的具体内容，本论文将从测距方法的界定、原理及测量方法出发，来分析各种天文测距方法的优缺点以及在实际应用中所需要注意的问题。归纳并讨论了主要天文测距的应用条件，局限性和用途。【关键词】天文学；天文测距；天体距离绪论测量天体距离对天文研究起着举足轻重的作用，天体距离测量方法是多种多样，可根据距地球远近采用不同方法，以提高距离测量精确度。因此，有必要针对每一个距离上的天体，采用相应的测量方法。由于各种原因，现在我们只能选择一些比较传统且精度较高的测量方式。而本论文研究的就是怎样精确地利用这些测量方法来实现天文测距。天体距离一般用经纬仪测得。从古代到现代，天文学家们都在不断地研究天体测距方法，因此，天体测距的方法不断得到发展。从古代开始就有了各种关于测距方法的论述，并不断发展完善。由于天体的性质和距离不同，所采用的测距方法不尽相同。为了更好地测量天体的位置及大小，就需要测量者掌握正确的计算方法。测量者根据天体距离测定方法和理论分析研究，归纳各天体适宜的方法，得到天体距离确定方法的应用范围。同时结合一些实际观测资料来进行比较，最终确定适合于测量者使用的测量方法。根据离地球远近不一的天体，对不同测距方法都进行了不同的研究。例如根据天体之间相对位置关系来确定它们各自适用的测量方式，离地球较近时所采用的金星凌日法、三角视差法等。距离地球光年有一定距离的行星则采用光度函数法、造父变星法、超新星等。距离地球超远距离的行星则使用哈勃定律测距方法。另外在其他方面还有利用射电望远镜测量天体距等。本论文将针对以上的测量方法分析其测距方法的局限性、优缺点和应用范围。几何测距法三角视差法早期采用的天文测距法是三角视差法。那时，天文学家用这种方法测得月球与地球和银河系中某些较近天体恒星的间距。但是由于各种原因，现在我们只能选择一些比较传统且精度较高的测量方式。德国天文学家和数学家贝塞尔于1838年时就已经估计地球与天鹅座61大约有10.4光年。随着现代的科学家们精进的计算出了11.4光年的数值，也表明了差别很小。因为当时没有仪器可以测出天体间的相对速度，所以只能用三角函数来计算了。三角视差法第一次测量太阳外恒星与地球之间的距离代表了天文学里程碑式的发展。弄清视差的含义可以帮助了解三角视差法是如何进行工作的。随着科学技术的发展，人们开始利用各种不同仪器对这些遥远目标进行精确定位。所谓视差，就是肉眼对物体进行观察时所引起的误差。如果一个人在观察一个物体的时候，他的双眼都能看到它的外形，那么就认为这个物体的大小与观察者的视线距离相等，这就是视差。例如，炮兵用拇指测距。那么你就可以把食指放到一个平面上，这样拇指与平面形成一条直线，这条直线就是被测对象所在的角度。具体做法是：首先伸大拇指，再对准要测的对象，分别使用你的右眼与左眼来观察该对象，这个时候，我们的眼睛就有误差了，这一错误使我们感到大拇指在对象上的位置有偏移，但是现实中大拇指是不会发生偏移的。因此，我们需要找到一个合适的视角，使它位于视线之内。如把双眼，大拇指及2次观察拇指部位构图，它们将形成两个类似的三角形。其中一个三角形就是火炮与被测目标之间的最小安全间距。用这两个类似的三角形，就能得到景物与炮兵之间的距离。根据这个原理，我们可以把视线当作一个正方形，这样就可以得到视点与观察者之间的相对位置关系。例如，炮兵手臂长度可看作该三角形高度；食指与中指之间的间距就是一个三角形中最短的顶点在此平面上投影所占的面积。两眼距离可作为三角形的底数。再运用平行四边形法则把上述两部分连接起来就得到了一个新的相似三角形。再根据相似三角形性质，进而推算出远方景物与大拇指之间的距离。再运用数学中的比例定律和几何知识计算出火炮与地面之间的间距，从而得到炮兵阵地到目标物间的实际距离。炮兵发射炮弹后，按此原则估计目标物距离。但采用三角视差法来测量天体，也有一定的局限性。利用这一原理，我们可以计算出该天体离地面的水平距。比如，天体离得越远越好，所测三角形高度的值越大越好，根据三角形角度的性质，测得的值就无法达到准确的程度。这时计算底边数值是非常重要的，所以当我们观察到相对遥远的地球天体，可以观察到两种不同位置，将两次观测所得图形记录下来。利用这些数据，我们便可以得出一个新的三角形。测得三角形顶角及两地距离，然后根据三角形的特点，即可算出物体之间的距离。同理，要想测出月球与地球之间的距离，要把地球直径当作三角形底边，那么，每半天就会对月球位置进行观察，作图可得此三角形的顶角，接着算出地球与月球之间的距离。这种方法，不能满足大范围连续观测要求的情况下。在实践中，这种观测手法有破绽，由于是夜间测量，半天以后，黎明时看不见月球，故不能作图测量。如果直接用此方法测量，则需要较长的时间才能找到最佳地点。因此，实际工作中要选择距离较远两点作为基线，而非以地球的直径为基线。角直径测距法测量恒星的时候，会出现角直径，线直径等。在测量恒星角直径和线直径，它们之间存在的特性，就可以利用特性计算出恒星们之间的距离。由实测的作图得知，元弧的性质是。公式当中的θ代表的是天体的角直径，d代表的是天体的线直径。1、角直径测量方法天体和地球之间的距离如果非常的遥远，那么由地球观察到的该天体角直径就会较小，因此很难确定角直径。但是经天文学家考证，测量较近天体时，可采用迈克尔逊干涉法测量角径，在对较远距离天体进行测量时，发现可以找到角直径、视星等信息以及天体的颜色之间具有的某种联系，而该联系可用于测量角值径。脉动变量天体发生周期性扩张和收缩，在这个进程中，天体在不同谱线上发出多普勒频移，并可利用谱线多普勒频移进行视向速度测量，利用膨胀或收缩速度的视向速度积分进行反推，可获得恒星线直径。通过这个方法可以得到星系团、星系等各种复杂结构体的线直径。利用相同的原理，还可以确定新星的线直径。对白矮星，其线直径可由理论（白矮星的引力稳定模型）推算出它们的线直径(一般为太阳直径的1-2%)。角直径，线直径测距法有一定的限制，若天体与地球相距过远的情况下，在测量中与三角视差法的限制相似，因为当我们对地球的天体进行观察的时候，所得角直径非常小，所以角直径不易且无法精确测得，角值径则需采用迈克尔逊干涉法测量。另外，恒星线直径较难确定，视向速度需通过多普勒频移进行测量。光度测距法造父变星测距法1785年英国天文学家古德里克在对仙王座星进行观测时发现仙王座星最明亮时刻大约为3.78，很快亮度慢慢暗了下来，接着亮度剧增，一天之后，又到达最亮3.78，由此确定了仙王座星的亮度呈固定规律变化（后称变星）。仙王座星亮度变化也被称为光变周期。仙王座星光变周期十分平稳，自从观察到仙王座星光变周期被记录下来后，仙王座星光变周期虽又缩短，但下降的速度十分缓慢，仅仅是缩短13秒钟。这个光周期被科学家称为“仙度”。由于其光变周期具有典型性，稳定性强，因此，测距方面的作用是比较稳定的。另外一个例子是一颗被称为“造”字星的恒星。而这颗变星，在我国古代被称为造父一，有许多天体都与这颗变星极为类似，因此，将这类变星均称为造父变星。造父一距离测量比三角视差法所测量到的有效距离更加精确，可达到30Mpc，距离近1亿光年。然而，造夫一能够由光谱准确地确定其亮度和视向速变，由于在光谱上可观察到颜色变化，即改变辐射能量的温度。所以，如果能利用这个特性来测量距离是有意义的。计算光谱中视向速度变化，前进方向和后进方向的快慢，一般用(+)表示远离我们，(-)表示接近我们。当距离增加时这种情况就变得更复杂。这一方法就是恒星光谱的多普勒效应。在宇宙中，任何物体都是不稳定的。非稳定天体它的亮度，称为光度变化，也就是颜色变红或者变黄的情况下，它的视向速度会发生明显改变。亮度发生改变的天体称为变星。变星系是一种特殊类型的天体，它也具有类似于变星一样的特性——亮度随时间而改变。变星可进一步划分为脉动变星与爆发变星，脉动变星改变与气缸活塞改变非常类似：气缸活塞不动时，内，外部压力取得了均衡。在这一过程中，外部压强逐渐增加，而内压强逐渐减少。此时气缸内压力达到平衡状态，如气缸内无摩擦力，压力的突破，活塞则上下作周期运动。当活塞上下振动频率接近或相等时，在缸底产生一个负压区，使液体从底部向顶部流动，形成气泡群。气缸内气体体积也将随之改变，致使气体产生周期性的扩张与收缩。这种现象叫爆发变星。爆发变星变化是指天体骤然变亮，不一定存在周期性变化。在恒星周围有一个非常强的辐射源。星体膨胀后有效温度会下降。辐射偏离红外波段，因此可见光亮度减弱。勒维特对小麦哲伦星云进行了调查，找出光变周期随光度变化的规律，她在观察时发现，造父变星具有光变周期，光度越高二者呈线性关系。在此基础上，又通过计算得到造父变星和其他类星体的距离，从而得出了它们间存在着一个近似线性函数的关系。这一线性关系奠定了造父变星测距的理论基础，并为造父测距的便利，因此，将此光变周期随光度变化的规律简称周光关系。分光视差法1902年，丹麦天文物理学家从事研究，发现天体光谱中电离锶谱线的强度和恒星的绝对星等存在着一定的关系，天文学家通过这种的分析，测定了天体的分光视差。分光视差法是利用天体光谱中一些特殊谱线的强度比和绝对星等的线性经验关系来进行研究，测天体距离。应用上述关系，带入天体距离模数公式mv−Mv≠5lgd−5，推算天体距离d。分光视差法测距适用范围：~7Mpc。分光视差法也是具有局限性的。采用分光视差法测量天体距离必须测定天体的视星等，和对光谱种类要有一定的认识。必须先把恒星和其他天体区分开来。通常恒星非常明亮，因此，分光视差法可直接用于其光度测定。在测定时，只需将被测物体放在望远镜中即可。但对于非常黑暗和弱小的天体，不能获得完整的天体光谱数据，则分光视差法不能测量。结论从确定主题开始，本人在学习过程中，参考了大量国内外有关文献，阐述天文测距的方法，明确多种天文测距方法，根据天体距离所采用测距方法的差异，将其归类，并对各种测距方法的优势及局限性进行了总结。一般情况下，恒星是很亮的，所以可以直接利用分光视差法测定它的光度。文中概述的仅是确定天体距离的一些基本和常用测距方法，在此基础上，还可以有很多别的途径。根据测量精度的要求及工程应用目的，我们需要选择最适合自己需求的测量方法。天体测量的各类方法都有一定的适用范围，因此实际进行天体距离测时可利用各种方法进行重复视测，做几次计算。当一次测量时，每次需要重复三次以上才可获得正确结果。从而降低了测距时的误差，以提高精确度。

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