【天文測距方法的應用探究（論文）】

天文測距方法的應用探究TOC\o"1-3"\h\u711緒論 515651.天文測距的方法 6238661.1.幾何測距法 6120861.1.1.三角視差法 68231.1.2.角直徑測距法 8311061.2.光度測距法 838811.2.1.造父變星測距法 8138991.2.2.分光視差法 10213951.2.3.光度函數(shù)測距法 1089281.2.4.超新星測距法 11250811.3.速度測距方法 11303071.3.1.角速度和線速度測距法 11312241.4.宇宙測距法 12191871.4.1.哈勃定律測距法 12108172.天文測距法的實際應用 1395422.1.金星凌日時應用三角視差測日地距離 13313203.結論與反思 15138053.1.研究結論 15274523.2.反思與不足 152517參考文獻 16摘要在天文學的發(fā)展中，需要對天體的距離有盡可能精確的測定。于是天文學家們探索出了對天體測距的方法，還通過不同的方法對不同性質、距離、大小的天體距離進行了測定。讓人們對大量天體乃至整個宇宙的結構有了進一步的深入了解。天文測距的方法有很多，每一種方法都有它的優(yōu)點和局限性。所以每一種測距方法是為了應對不同天體而提出的。為了對每一種天文測距方法的適用條件和局限進行研究，本文將從不同測距方法的定義、原理和測量方法入手。總結和探討出每種天文測距方法的適用條件、局限性、使用方法。從緒論中具體介紹天文測距。從主體部分講解天文測距的方法，主要講述了不同天文測距的方法、原理、適用對象和局限性，這是本文的主體部分。最后通過對金星凌日時應用三角視差法測日地距離具體表達出天文測距法在實際的應用，也體現(xiàn)出天文現(xiàn)象對天體距離測量的幫助?！娟P鍵詞】天文學；天文測距；天體距離；三角視差法；緒論天體測距方法起源于天文學，在天文學的不斷發(fā)展中，天體測距的方法也在跟隨天文學的腳步中發(fā)展。天文學是一門非常古老的學科，在人類文明史發(fā)展之初，天文學就有著舉足輕重的地位。天體距離的測定是天文研究的一個重要內容，這個內容有探究銀河系結構、天體運動學以和宇宙大尺度結構，與盡可能準確地測量恒星，星系和星系團的距離密不可分。在這天體距離測定方面上，天文學家長久以來一直在以多種方式來確定各種天體的距離。我們在地面觀測到的天體都可以被認為是天球上的投影。在實際中我們用眼睛看天體，只能知道該天體在天球上的二維投影分布的位置，卻不能知道天體在宇宙中的真正位置，如果不知道天體的真正位置就不能準確知道天體的運行速度、空間的真實分布，還有不知道天體發(fā)射的電磁波真實的強度。所以要通過天文測距的方法測量天體距離，就可以知道恒星系在天球上的投影位置。測量出天體到地球的距離就可以了解天體的三維分布。天體距離的測量使得我們看到的天體二維分布變成了天體的三維分布。由此可以看出眼睛撐起了半邊天，而測距撐起了整片天。所以，了解天文測距的方法并運用于實際的天體距離的測量就非常重要，這對我們以后了解更多天體的位置和特征提供了方法。天文學對天體距離的測量起源可以追溯到人類發(fā)展史中的遠古時代。當時人們通過夜觀天象，通過觀測天體亮度和位置變化，建立起了天體的相對距離初步概念。觀測不同的天體給人們指示方向、確定每年的時間、預測天氣和季節(jié)。人們還創(chuàng)造出了日晷和圭表。到了近代，科學家對于距離地球較近的天體測量提出了三角視差法，距離不超100億光年的天體提出了光度測距法，距離超100億光年的天體提出了哈勃定律測距法進行測量。古代人們對宇宙天體的觀測，形成了古代人們的宇宙觀。由此可以看出，在早期天文學上的主要內容大多是對天體觀測而建立起的天體測量學。天體測量學的內容包括研究和測定天體的位置和遠動，這為天體距離的測定打下了基礎。天體距離的測量在天文研究中占用重要地位，測量天體距離的方法有很多種，可以根據(jù)距離地球的距離的遠近使用不同的方法來提高距離測量的精確度，因此需要對每種距離的天體使用相對應的測量方法。而本文所研究的是如何準確使用這些測量方法進行天文測距。從古到今、天文學家對天體的測距方法一直在研究，所以天體測距方法也在進步。由于天體的性質和距離不同，所用到的測距方法也有所不同。通過對天體距離測定的方法和理論的分析與研究,然后總結出每種天體所對應合適方法，得出天體距離測定方法的適用范圍。依照與地球不同距離的天體，將研究不同的測距方法。比如距離地球較近用到的三角視差法和金星凌日法、距離地球光年較大而所用到的造父變星法、光度函數(shù)法、超新星法等、超遠距離所用到的哈勃定律測距法。除此之外還有很多方法，比如現(xiàn)代的激光測距。每一種方法都有相應的適用范圍和局限,都有各自的優(yōu)缺點。因此本文將重點研究這些天文測距方法的適用范圍、局限、優(yōu)缺點和使用方法。天文測距的方法幾何測距法三角視差法早期天文測距是通過三角視差法進行測距，當時天文學家通過這個方法測量月球到地球距離和銀河系內一些距離較近的天體恒星距離。德國天文學家、數(shù)學家貝塞爾在1838年就已經(jīng)估算出地球與天鵝座61的距離，這個距離是使用三角視差法算出來的得出的。算出來的距離大約為10.4光年。現(xiàn)在科學家算出來的值是11.4光年，相差不大。這是天文學家第一次使用三角視差法來測量太陽以外的恒星與地球之間的距離，具有里程碑意義。想知道三角視差法的原理，首先要了解什么是視差。視差是用肉眼觀測物體時產(chǎn)生的誤差。比如炮兵利用拇指來測距。方法是，先伸出大拇指，然后對著想要測量的物體，分別用自己右眼和左眼去觀測這個物體，這時我們眼睛會出現(xiàn)誤差，這個誤差讓我們覺得大拇指在物體中的位置發(fā)生偏移了，但實際情況大拇指并沒有偏移。如果將雙眼、大拇指和兩次觀測到的拇指位置進行構圖，它們會構成兩個相似三角形。利用這兩個相似三角形可以求出景物到炮兵距離。比如炮兵的手臂長度可以認為是這個三角形的高；兩眼距離可以當做三角形底。然后依據(jù)相似三角形的性質，然后推導出遠處景物距大拇指的距離。炮兵在發(fā)射炮彈時根據(jù)這個原理來估算目標物的距離的。我們要如何根據(jù)三角視差法對天體距離進行測量呢？先要了解三角視差法基本原理，這個原理和用拇指測距差不多，比如想要測量天體到地球的距離，可以在冬天測一次天體的位置，半年后再測一次天體的位置，這樣兩次觀測到的恒星位置也會發(fā)生移動。根據(jù)觀測作圖得到兩個相似三角形，這兩個三角形的底邊是地球繞太陽公轉的直徑。如果地球到太陽距離是已知的，我們只需要知道這個三角形的頂角，依據(jù)三角形的邊長與角度關系就可以計算三角形的高了。在觀測中這個三角形的頂角可以根據(jù)天體之間所得三角形的角度得到的。運用三角視差法去測量天體，如果天體距離越遠，也就是測量的三角形的高會變大，依據(jù)三角形的角度性質可知，三角形底邊要越長，所測量的值才能更精確。比如在地球上觀測比較遠的物體，我們可以在兩個不同地點各觀測一次，記錄這兩次觀測所形成的圖形。它會是一個三角形。測出這個三角形的頂角和兩地的距離，再依據(jù)三角形的性質就可以計算物體的距離。想要測量月球到地球的距離的方法是把地球的直徑當做三角形的底邊，然后每隔半天觀測一次月球的位置，作圖就可以得到這個三角形頂角大小，然后計算出地球和月球的距離。在實際操作中，這個觀測是做不到的，因為晚上測一次，過了半天后，天亮了就看不到月球了，也就無法作圖測量了。所以在實際中會選取較遠的兩點做基線，而不是用地球直徑做基線。測量太陽到地球距離會更難，因為日地距離所需要的基線更長。在白天觀測只能看到太陽的位置，看不到遠處的天體的位置，沒有遠處的天體做基線，很難測量地球和太陽的距離。由三角形的性質可知，三角形底邊不變時，高變大則頂角變大。在三角視差法中，這個頂角就是視差角，這個高是天體的距離。由此可以看出遠的天體視差角小，近的天體視差角大。所以視差角是可以得出天體距離。因為可以依據(jù)三角形性質計算出此時三角形的高，但是觀測天體時，因為所得三角形的頂角很小，高與腰幾乎一樣長，沒有太大的差別。所以也可以認為此時的被測天體距地球3.26光年，這個距離就是秒差距。想要測一個更遠的天體，如果它觀測得到的三角形頂角一半只有0.1秒，那么說明這個天體距離是三角形頂角一半為1秒時的10倍，稱為10秒差距（32.6光年）。三角視差法具有局限性，因為地球直徑只有1.3萬公里，所以在地球上的基線很短，也就是光年，除太陽外離地球最近恒星4.3光年，導致所觀測到的三角形頂角太小，導致了無法計算地日距離。雖然地球公轉軌道提供3億公里基線，但相當于測量距離較遠的天體，這個基線還是還是不夠大。所以距離太遠的天體恒星也無法測量，沒有根本上解決問題。現(xiàn)代的地面望遠鏡的視差精度為0.01角秒，這個精度對近距離天體測距時還好，但是對距離超過100秒差距的天體進行測距，誤差會非常大。所以三角視差法只能測300光年左右的距離，比較遠一些的天體，及銀河系之外其他星系的距離就只有采用超新星測距法和哈勃定律測距法等辦法了角直徑測距法在測量恒星時，作圖會有角直徑和線直徑，在測量時測得恒星的角直徑和線直徑，它們之間存在只需通過這個性質就可以計算出恒星的距離，通過測量作圖可知元弧性質為。公式中的θ是天體的角直徑，d是天體的線直徑。在觀測天體中可以得到它的角直徑，只要在觀測中得到線直徑，就可以依據(jù)上式計算出天體距離D。1、角直徑測量方法天體如果到地球的距離很大，從地球上觀測到天體的角直徑就很小，所以角直徑的測定比較困難。通過天文學家的研究發(fā)現(xiàn)，測量距離較近的天體可以用邁克爾遜干涉法測角徑，測量距離較遠的天體時發(fā)現(xiàn)角直徑和視星等、天體顏色間有存在一定關系，可以利用這個關系測角值徑。線直徑的測量法脈動變量天體會有周期性膨脹和收縮，在膨脹和收縮中天體會發(fā)出不同的譜線多普勒頻移，視向速度可以通過譜線多普勒頻移測出，最后通過膨脹或收縮速度的視向速度積分進行推算，最后得出恒星的線直徑。同樣原理也可用于測定新星的線直徑。對于白矮星可以從理論上(白矮星引力穩(wěn)定模型)推算出它們的線直徑(一般為太陽

直徑的1-2%)。角直徑和線直徑測距法具有局限性，如果天體和地球距離太大，測量時和三角視差法局限類似，因為在地球上觀測天體時，得到的角直徑就很小，因此角直徑不容易也不能準確測量，需要用邁克爾遜干涉法測角值徑。恒星線直徑的測定更為困難，需要利用多普勒頻移測出視向速度。光度測距法造父變星測距法在1785年初，英國天文學家古德里克在觀測仙王座星時，在觀測中發(fā)現(xiàn)它的亮度會有一定的規(guī)律變化，得出它是一顆變星。仙王座星在最亮的時約有3.78等，不久亮度就慢慢變暗，然后亮度急劇變大，過了一天后它又達到了最亮的3.78等，像仙王座星這樣亮度的變化叫做光變周期。仙王座星的光變周期非常穩(wěn)定，從觀測仙王座星的光變周期記錄以來，仙王座星的光變周期雖然再減小，但是減小得非常慢，只是減小13秒了。因為它的光變周期非常典型和穩(wěn)定，所以在測距中發(fā)揮得很穩(wěn)定。而這顆變星在中國古代叫做造父一，有很多天體和這顆變星非常相似，所以就把這一類變星都叫造父變星。造父一的測距范圍超過了三角視差法的測距有效范圍，可達30Mpc，將近1億光年。不過造夫一可以從光譜中精確測定出它的亮度與視向速變，因為從光譜中可以看出顏色的變化，也就是輻射能量溫度的變化。在光譜中計算出視向速度的變化，向前向后移動的速度通常用(+)表示離我們遠去，(-)表示向我們靠近。這是多普勒效應在恒星光譜中的應用。不穩(wěn)定的天體其亮度亮度會發(fā)生變化。亮度有變化的天體就叫做變星。變星又可以分為脈動變星和爆發(fā)變星，脈動變星的變化和氣缸活塞變化很相似：當氣缸活塞不動時，內部內外壓力達到平衡。這時氣缸內部壓力平衡，如果氣缸內部沒有摩擦力的情況，壓力被打破了，活塞就會上下做周期運動。缸內的氣體體積會發(fā)生變化，導致氣體會周期性膨脹和收縮。爆發(fā)變星的變化就是天體突然增亮，并不一定具有周期性的變化。星體膨脹時，有效溫度降低。輻射向紅外波段偏移，所以可見光的亮度降低。勒維特研究小麥哲倫星云，發(fā)現(xiàn)了光變周期與光度的關系，她觀測中發(fā)現(xiàn)造父變星的光變周期越長，光度就越大，兩者呈現(xiàn)線性關系。這種線性關系為造父變星測距打下理論基礎，而且為了造父測距方便，所以把這種光變周期與光度的關系簡稱為周光關系。造父變星具有確定的周光關系，造父變星因為周光關系不同，所以分為星族I造父變星和星族II造父變星，經(jīng)過天文學家對變星不斷得研究，得出了造父變星得光變周期得公式，星族I造父變星光變周期公式是Mp=?1.43

?2.81lgP，星族II造父變星光變周期公式是Mp=

?0.35

?1.75lgP。其中Mp是絕對星等，P是以天為單位的周期。因為于周光關系中的光變周期P以及推算絕對星等M可以知道，而視星等m的值可直接在測量中得出，所以天體距離r可以公式：lgr=(m

?M+5?A)/5算得，只要知道公式中的A就可以測出天體距離，A為星際消光對視星等的影響。[8]周光關系方法簡單、準確、好用，是確定銀河系及鄰近河外星系中某些天體和星團距離的重要方法。造父變星具有局限性，光變周期測定造父變星的距離存在一定的準確性，因為按照現(xiàn)在天文學知識中對應用光變周期測距，造父變星的準確性是有限的。每一個星系、星團中不一定都含有造父變星，所以在測量時要先判斷是否存在造父變星，因為造父變星在地球的觀測亮度比較暗，所以不宜觀測。造父變星方法探測的距離大概是30Mpc，天體距離超過30Mpc，造父變星的方法探測就不行了。造父變星的優(yōu)點是造父變星測量距離已經(jīng)超過了三角視差法的有效范圍，造父變星在星系的外邊區(qū)域分布著很多，所以測量星系距離的機會比較大。只要在某個星系或星團中觀測到一顆造父變星，便可以測量超遠距離變星天體，相當于得到了一把量天尺。造父變星方法探測的天體距離范圍是30Mpc，將近1億光年。分光視差法分光視差法的原理和造父變星法有些類似，它是利用天體光譜中一些特殊譜線的強度比和絕對星等的線性經(jīng)驗關系，測出天體的距離?？梢哉f是測定一些譜線對強度比求絕對星等，有了這些數(shù)據(jù)就可以帶入天體距離模數(shù)公式

mv

?

Mv

=

5lgd

?

5，計算出天體的距離d。在1902年，丹麥天文物理學家研究時發(fā)現(xiàn)一個天體光譜中電離出鍶譜線，通過對鍶譜線的研究，發(fā)現(xiàn)鍶譜線的強度和恒星的絕對星等存在一定關系，隨后其他天文學家通過這個關系進行分析，確定了天體分光視差的方法。比如運用分光視差觀測視星等為+15

的天體時，通過這個天體的光譜判定為G2

V的恒星天體，通過分析譜線強度和恒星的絕對星等關系，然后從H-R

圖找到該星的絕對星等為+5天體

，這樣就可以通過天體距離模數(shù)公式求出這個天體距離為1000

PC

，分光視差法測距適用范圍：～7M

pc。分光視差法具有局限性，因為想要分光視差法測量天體的距離，必須先測量這顆天體的視星等和知道光譜類型。但對于非常暗的弱的天體連完整的天體光譜資料都不可能獲得，分光視差法就不能使用了。光度函數(shù)測距法光度函數(shù)測距法與天體的光度函數(shù)有關，想要通過光度函數(shù)測距法去測量天體的距離，要先測量出天體的光度函數(shù)。光度函數(shù)是指一群天體中，由不同天體的光度所占的比例而構成的函數(shù)?？梢允褂靡粋€比較簡單高斯函數(shù)來分析表示。光度函數(shù)適用于球狀星系團的天體距離測量。經(jīng)天文學家研究結果表明,不同星系中球狀星團系統(tǒng)，它們的光度函數(shù)是類似的，許多河外星系中都可以存在具有一定數(shù)量的球狀星團，構成球狀星團系統(tǒng)。光度函數(shù)的高斯公式為：Φ(m)=

cexp[-

(m

-

Mo

)/]高斯公式中的m是視星等，是視星等彌散度，是平均視星等。只要得出公式中的Mo就可以測定天體之間的相對距離。要想得出Mo，就要根據(jù)光度函數(shù)得出平均視星等。然后比較不同天體星系中球狀星團視星等的平均值。該方法適用的距離范圍目前可達100Mpc。光度函數(shù)測距的局限性是高斯函數(shù)中的Mo值計算難度和獲取難度較大，只能應用于球狀星系團的天體距離測量。超新星測距法在大質量恒星演化晚期發(fā)生了的一次劇烈爆炸，在這次爆炸中產(chǎn)生了超新星。爆炸產(chǎn)生的光度非常大，可增亮幾千萬倍甚至上億倍。超新星爆發(fā)的物理過程可以建立理論模型來進行描述，爆炸過程描述相對來說比較簡單。在地球每年基本可以觀測到數(shù)十顆外星系的超新星，甚至可以觀測近百顆超新星。大部份的超新星的最大亮度大體相同，天文學家以它們的距離作為大距離的指標。由超新星的光度曲線，可以決定這個超新星的歸類類別。對新發(fā)現(xiàn)的超新星進行測距，要把超新星的最大視亮度與理論最大絕對亮度帶入高斯天體距離模數(shù)公式，這樣可以計算出超新星的距離。I

型超新星對外層物質抗干擾能力非常強，所以較適合作為天體的距離指標，反觀II型超新星的平均亮度測量時有很大不確定性，所以它不適合作為天體距離指標。并與觀測比較以確定最大亮度時的光度，在天文學中的理論預言是其光度為M=19.4土0.7mag。根據(jù)其他方法測得已知距離的超新星實測得到M=

?

19.5土0.7mag，在比較中可以看出理論預言和觀測中得到的值符合得很好，說明理論有相當?shù)目尚哦取Ｋ栽谔煳膶W中M=

?

19.5mag就可以作為天體標距參數(shù)，并可以用來確定未知距離的超新星的距離。超新星爆發(fā)時，在距離很遠也能觀測到，因為它會增亮幾千萬倍。所以測量超新星距離時，觀測的亮度有了保證。超新星測距法的最大測量范圍可達3000Mpc

，大約是100億光年。速度測距方法角速度和線速度測距法天體在空間運動速度的可觀測量有兩種，分別是角速度和線速度。這兩種速度在天文學中還有別稱，角速度又稱自行速度，線速度又稱為視向速度。天體的運動時，它方向的具有不確定性，所以直接通過比較某一顆恒星的角速度和線速度來確定它的距離的方法行不通。因為角速度和線速度不是一一對應的，不可以相互比較。但是對于一群天體恒星，如果可以合理假設它們的運動方向呈隨機分布，然后引入基本統(tǒng)計原理進行大量推算，這群天體恒星的角速度和線速度就有了一定的聯(lián)系。根據(jù)統(tǒng)計學原理可以推算出這群恒星的平均距離。對于一群天體，比如一個星團，可以測得其中每群天體的視向速度,平均速度為，以及線速度。同樣對這群恒星的自行量，也可以得到角速度。假定不同天體的運動速度在方向和大小上都是隨機的，那么角速度和線速度就具有可比性，并可由此推算出星團的距離。角速度和線速度測距的局限性是只能測量一群天體恒星的距離，不能測量一顆恒星的距離。宇宙測距法哈勃定律測距法哈勃定律在天文學中是距離指標，通過勃定律可以計算出天體的距離，方法是通過觀測得天體的遠離速度，因為幾乎所有的天體星系相對于其他的天體星系距離是不斷遠離的，它們之間遠離的徑向速度可以通過多普勒效應來測量天體星系的紅移。哈勃發(fā)現(xiàn)只要天體星系的紅移越大，那么天體星系的距離越大，依據(jù)這個紅移與距離的關系，提出了哈勃定律。只要找出星系遠離的速度v，就可以得出星系的距離d。哈勃對河外星系的視向速度與距離的關系進行了研究。當時可觀測的河外星系很少，能夠推算出河外星系距離的就更少了。但哈勃經(jīng)過對它們的深入研究，最后還是得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關系。到了現(xiàn)代，天文學家通過精確觀測，已經(jīng)證實哈勃定律是成立的，為比例常數(shù)，又稱為哈勃常數(shù)。這個公式我們成為哈勃公式。例如：室女群的退行速度為v=1180km/sec，室女群與地球的距離為=1180/70=16.8Mpc。哈勃測距的范圍非常大，測距的范圍可到宇宙邊緣哈勃定律測距法的局限是哈勃定律測距的對象是正常的天體星系，對于類星體或其他特殊天體星系一般不適用。所以對超遠距離的類星體或其他特殊星系不能采用哈勃定律測距。

天文測距法的實際應用金星凌日時應用三角視差測日地距離長久以來，日地距離的測量是一直是一個難題。直到哈雷提出用金星凌日測量太陽視差，從而測出了日地距離，這個難題才得以解決。金星軌道在地球軌道內側，某些特殊時刻，地球、金星、太陽會在一條直線上，這時從地球上可以看到金星就像一個小黑點一樣在太陽表面緩慢移動，天文學稱之為“金星凌日”。也就是說金星凌日是金星運行到太陽和地球之間，三者恰好在一條直線上時，金星擋住部分日面而發(fā)生的天象[9]。在天文學上，金星凌日幫助了天文學家對天體進行了測距。在現(xiàn)代天文學家沒有測量出日地距離之前，天文學家測量日地距離的方法是利用一個天文現(xiàn)象金星凌日，觀測金星凌日可以測出太陽視差，從而通過三角視差法計算日地之間的距離。哈雷是第一個提出用金星凌日測量太陽視差，從而通過三角視差法計算日地之間的距離的天文學家。哈雷綜合論述了金星凌日測量太陽視差的方法。還建議世界各地的天文學家聯(lián)合觀察金星凌日，后來吸引對測量日地距離的天文學家對金星凌日現(xiàn)象進行觀測。觀測金星凌日成了當時是精確測定太陽視差的理想方法。所以在1761年和1769年的兩次金星凌日的觀測吸引了大量的天文學家進行觀測。到了1824年恩克發(fā)表了對這兩次觀測金星凌日的全面的觀測和討論結果，計算得出地球距離太陽為1.53億公里，但是恩克的這個日地距離在當時人們相信度不高。為了追求日地距離的準確值，所以天文學家又1874年和1882年的金星凌日進行觀測。以求更精確的日地距離，在這兩次觀測后，計算出太陽到地球為1.4934億±9.6萬公里。這個值和現(xiàn)代測量的值很是接近。金星凌日時應用三角視差法計算太陽到地球距離的方法是在地球表面兩個以上的地點，然后同時觀察金星凌日的全部過程，觀測時要這些地點之間緯度差距非常遠，所以每一個觀察者角度會的不相同，分別會看到金星以不同的路徑橫掃過太陽,然后通過作圖畫出每條路徑。金星由于自身原因，它的運行的角度是一定的，所以金星凌日的路徑和長度不同必會造成凌日時間的也不同。天文學家可以通過比較不同地點觀測到的凌日時間長短的不同，計算出不同路徑的角差,通過這個角差，然后利用三角形的性質，我們就能計算出金星的視差。這個視差可以作為地球到金星距離的一個距離指標,再利用開普勒第三定律可得知地球到太陽的距離與金星到太陽的距離的比值，然后根據(jù)地球上不同地點觀測到的金星凌日出現(xiàn)的視差計算出地球與金星的距離，最后可由幾何學方法計算出日地距離。天球上的一個大圓為2Π，太陽的直徑以角度來表示則約為Π/360。太陽直徑與日地距離關系為Dπ∕360A、B分別為地球上同一經(jīng)度，不同緯度的兩個地點。與分別為日面上金星凌日的位置金星至地球距離為d,金星至太陽距離為a-d,則。由開普勒第三定律得出.。因為金星的公轉周期天。第七期公轉周期天，所以。M點和N點是從A、B兩地在地球上看到金星在日面上的位置，C點為日面圓心位置，R是圖中太陽的直徑，由、、和三式合一得出。以在北方觀測點測量的值為例，測量出兩個觀測點的距離AB值為6700km,太陽直徑R約為1390000km，MN的值為18301.15402km。計算得出日地距離約為1.52196億公里，現(xiàn)在國際確定的日地距離為1.49597870億公里。金星凌日法也存在缺陷，從天文學理論上說,通過觀測金星凌日就能準確地計算地日距離，但是理論的測量在實際測量中會出現(xiàn)障礙，因為天文學家們在觀測金星凌日時遇到了一種被稱為“黑滴效應’的現(xiàn)象，它使確定日面內切的時刻變成一件困難的事情,而根據(jù)哈雷的方案,計量的精度會直接影響觀測結果。

結論與反思研究結論自確定課題以來，我在研究期間查閱了許多國內外的相關文獻，對天文測距方法進行了敘述，理清了天文測距的各種方法，依據(jù)天體距離不同而所用的測距方法不同進行分類，并總結了每種測距方法的優(yōu)點和局限性。本文所總結的只是天體距離測定的幾種基礎且常用的測距方法，除此之外還有許多其他方法。天文測距的每一種方法都有一定的局限性、缺點和優(yōu)點，所以在實際對天體距離測中可以采用多種方法反復視測，進行多次計算。這樣可以減小測距的誤差來提高精確度。反思與不足這次的研究過程中，存在著許多的不足之處，如：1、我在寫論文期間，雖然查看了大量的相關文獻和知識點，但受時間和精力的限制，查閱的文獻、視頻數(shù)量受到局限。只針對一些基礎且常用的天文測距進行了分析和研討，并只有對其中一種方法，也就是三角視差法進行了應用，未能開展廣泛的實踐進行深入研究。所得結論具有一定的片面性與主觀性。2、“對各種測距方法的具體算法沒有進一步深入研究，導致對各種測距方法的局限性和優(yōu)點沒有從算