【天文測距方法的總結(jié)與探討4700字】

天文測距方法的總結(jié)與探討摘要就天文學發(fā)展而言，要求盡量準確地確定天體之間的距離。因此，天文學家探索天體測距，并以不同方式針對不同屬性，距離進行分析、確定大、小天體之間的距離范圍。隨著科學技術(shù)水平的不斷上升，這些測量方法也變得越來越成熟和完善。通過這些方法測定的天體距離使人們更深刻地認識了大量天體，甚至宇宙整體的結(jié)構(gòu)。因此，天文測距就成為了一個重要課題被廣泛地研究。天文測距的方法多種多樣，每一種方法都有其優(yōu)勢與劣勢。在眾多測距方法中最常見也最基本的就是光學測距法。因此，為了研究各種天文測距方法的具體內(nèi)容，本論文將從測距方法的界定、原理及測量方法出發(fā)，來分析各種天文測距方法的優(yōu)缺點以及在實際應用中所需要注意的問題。歸納并討論了主要天文測距的應用條件，局限性和用途?！娟P(guān)鍵詞】天文學；天文測距；天體距離緒論測量天體距離對天文研究起著舉足輕重的作用，天體距離測量方法是多種多樣，可根據(jù)距地球遠近采用不同方法，以提高距離測量精確度。因此，有必要針對每一個距離上的天體，采用相應的測量方法。由于各種原因，現(xiàn)在我們只能選擇一些比較傳統(tǒng)且精度較高的測量方式。而本論文研究的就是怎樣精確地利用這些測量方法來實現(xiàn)天文測距。天體距離一般用經(jīng)緯儀測得。從古代到現(xiàn)代，天文學家們都在不斷地研究天體測距方法，因此，天體測距的方法不斷得到發(fā)展。從古代開始就有了各種關(guān)于測距方法的論述，并不斷發(fā)展完善。由于天體的性質(zhì)和距離不同，所采用的測距方法不盡相同。為了更好地測量天體的位置及大小，就需要測量者掌握正確的計算方法。測量者根據(jù)天體距離測定方法和理論分析研究，歸納各天體適宜的方法，得到天體距離確定方法的應用范圍。同時結(jié)合一些實際觀測資料來進行比較，最終確定適合于測量者使用的測量方法。根據(jù)離地球遠近不一的天體，對不同測距方法都進行了不同的研究。例如根據(jù)天體之間相對位置關(guān)系來確定它們各自適用的測量方式，離地球較近時所采用的金星凌日法、三角視差法等。距離地球光年有一定距離的行星則采用光度函數(shù)法、造父變星法、超新星等。距離地球超遠距離的行星則使用哈勃定律測距方法。另外在其他方面還有利用射電望遠鏡測量天體距等。本論文將針對以上的測量方法分析其測距方法的局限性、優(yōu)缺點和應用范圍。幾何測距法三角視差法早期采用的天文測距法是三角視差法。那時，天文學家用這種方法測得月球與地球和銀河系中某些較近天體恒星的間距。但是由于各種原因，現(xiàn)在我們只能選擇一些比較傳統(tǒng)且精度較高的測量方式。德國天文學家和數(shù)學家貝塞爾于1838年時就已經(jīng)估計地球與天鵝座61大約有10.4光年。隨著現(xiàn)代的科學家們精進的計算出了11.4光年的數(shù)值，也表明了差別很小。因為當時沒有儀器可以測出天體間的相對速度，所以只能用三角函數(shù)來計算了。三角視差法第一次測量太陽外恒星與地球之間的距離代表了天文學里程碑式的發(fā)展。弄清視差的含義可以幫助了解三角視差法是如何進行工作的。隨著科學技術(shù)的發(fā)展，人們開始利用各種不同儀器對這些遙遠目標進行精確定位。所謂視差，就是肉眼對物體進行觀察時所引起的誤差。如果一個人在觀察一個物體的時候，他的雙眼都能看到它的外形，那么就認為這個物體的大小與觀察者的視線距離相等，這就是視差。例如，炮兵用拇指測距。那么你就可以把食指放到一個平面上，這樣拇指與平面形成一條直線，這條直線就是被測對象所在的角度。具體做法是：首先伸大拇指，再對準要測的對象，分別使用你的右眼與左眼來觀察該對象，這個時候，我們的眼睛就有誤差了，這一錯誤使我們感到大拇指在對象上的位置有偏移，但是現(xiàn)實中大拇指是不會發(fā)生偏移的。因此，我們需要找到一個合適的視角，使它位于視線之內(nèi)。如把雙眼，大拇指及2次觀察拇指部位構(gòu)圖，它們將形成兩個類似的三角形。其中一個三角形就是火炮與被測目標之間的最小安全間距。用這兩個類似的三角形，就能得到景物與炮兵之間的距離。根據(jù)這個原理，我們可以把視線當作一個正方形，這樣就可以得到視點與觀察者之間的相對位置關(guān)系。例如，炮兵手臂長度可看作該三角形高度；食指與中指之間的間距就是一個三角形中最短的頂點在此平面上投影所占的面積。兩眼距離可作為三角形的底數(shù)。再運用平行四邊形法則把上述兩部分連接起來就得到了一個新的相似三角形。再根據(jù)相似三角形性質(zhì)，進而推算出遠方景物與大拇指之間的距離。再運用數(shù)學中的比例定律和幾何知識計算出火炮與地面之間的間距，從而得到炮兵陣地到目標物間的實際距離。炮兵發(fā)射炮彈后，按此原則估計目標物距離。但采用三角視差法來測量天體，也有一定的局限性。利用這一原理，我們可以計算出該天體離地面的水平距。比如，天體離得越遠越好，所測三角形高度的值越大越好，根據(jù)三角形角度的性質(zhì)，測得的值就無法達到準確的程度。這時計算底邊數(shù)值是非常重要的，所以當我們觀察到相對遙遠的地球天體，可以觀察到兩種不同位置，將兩次觀測所得圖形記錄下來。利用這些數(shù)據(jù)，我們便可以得出一個新的三角形。測得三角形頂角及兩地距離，然后根據(jù)三角形的特點，即可算出物體之間的距離。同理，要想測出月球與地球之間的距離，要把地球直徑當作三角形底邊，那么，每半天就會對月球位置進行觀察，作圖可得此三角形的頂角，接著算出地球與月球之間的距離。這種方法，不能滿足大范圍連續(xù)觀測要求的情況下。在實踐中，這種觀測手法有破綻，由于是夜間測量，半天以后，黎明時看不見月球，故不能作圖測量。如果直接用此方法測量，則需要較長的時間才能找到最佳地點。因此，實際工作中要選擇距離較遠兩點作為基線，而非以地球的直徑為基線。角直徑測距法測量恒星的時候，會出現(xiàn)角直徑，線直徑等。在測量恒星角直徑和線直徑，它們之間存在的特性，就可以利用特性計算出恒星們之間的距離。由實測的作圖得知，元弧的性質(zhì)是。公式當中的θ代表的是天體的角直徑，d代表的是天體的線直徑。1、角直徑測量方法天體和地球之間的距離如果非常的遙遠，那么由地球觀察到的該天體角直徑就會較小，因此很難確定角直徑。但是經(jīng)天文學家考證，測量較近天體時，可采用邁克爾遜干涉法測量角徑，在對較遠距離天體進行測量時，發(fā)現(xiàn)可以找到角直徑、視星等信息以及天體的顏色之間具有的某種聯(lián)系，而該聯(lián)系可用于測量角值徑。脈動變量天體發(fā)生周期性擴張和收縮，在這個進程中，天體在不同譜線上發(fā)出多普勒頻移，并可利用譜線多普勒頻移進行視向速度測量，利用膨脹或收縮速度的視向速度積分進行反推，可獲得恒星線直徑。通過這個方法可以得到星系團、星系等各種復雜結(jié)構(gòu)體的線直徑。利用相同的原理，還可以確定新星的線直徑。對白矮星，其線直徑可由理論（白矮星的引力穩(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，線直徑測距法有一定的限制，若天體與地球相距過遠的情況下，在測量中與三角視差法的限制相似，因為當我們對地球的天體進行觀察的時候，所得角直徑非常小，所以角直徑不易且無法精確測得，角值徑則需采用邁克爾遜干涉法測量。另外，恒星線直徑較難確定，視向速度需通過多普勒頻移進行測量。光度測距法造父變星測距法1785年英國天文學家古德里克在對仙王座星進行觀測時發(fā)現(xiàn)仙王座星最明亮時刻大約為3.78，很快亮度慢慢暗了下來，接著亮度劇增，一天之后，又到達最亮3.78，由此確定了仙王座星的亮度呈固定規(guī)律變化（后稱變星）。仙王座星亮度變化也被稱為光變周期。仙王座星光變周期十分平穩(wěn)，自從觀察到仙王座星光變周期被記錄下來后，仙王座星光變周期雖又縮短，但下降的速度十分緩慢，僅僅是縮短13秒鐘。這個光周期被科學家稱為“仙度”。由于其光變周期具有典型性，穩(wěn)定性強，因此，測距方面的作用是比較穩(wěn)定的。另外一個例子是一顆被稱為“造”字星的恒星。而這顆變星，在我國古代被稱為造父一，有許多天體都與這顆變星極為類似，因此，將這類變星均稱為造父變星。造父一距離測量比三角視差法所測量到的有效距離更加精確，可達到30Mpc，距離近1億光年。然而，造夫一能夠由光譜準確地確定其亮度和視向速變，由于在光譜上可觀察到顏色變化，即改變輻射能量的溫度。所以，如果能利用這個特性來測量距離是有意義的。計算光譜中視向速度變化，前進方向和后進方向的快慢，一般用(+)表示遠離我們，(-)表示接近我們。當距離增加時這種情況就變得更復雜。這一方法就是恒星光譜的多普勒效應。在宇宙中，任何物體都是不穩(wěn)定的。非穩(wěn)定天體它的亮度，稱為光度變化，也就是顏色變紅或者變黃的情況下，它的視向速度會發(fā)生明顯改變。亮度發(fā)生改變的天體稱為變星。變星系是一種特殊類型的天體，它也具有類似于變星一樣的特性——亮度隨時間而改變。變星可進一步劃分為脈動變星與爆發(fā)變星，脈動變星改變與氣缸活塞改變非常類似：氣缸活塞不動時，內(nèi)，外部壓力取得了均衡。在這一過程中，外部壓強逐漸增加，而內(nèi)壓強逐漸減少。此時氣缸內(nèi)壓力達到平衡狀態(tài)，如氣缸內(nèi)無摩擦力，壓力的突破，活塞則上下作周期運動。當活塞上下振動頻率接近或相等時，在缸底產(chǎn)生一個負壓區(qū)，使液體從底部向頂部流動，形成氣泡群。氣缸內(nèi)氣體體積也將隨之改變，致使氣體產(chǎn)生周期性的擴張與收縮。這種現(xiàn)象叫爆發(fā)變星。爆發(fā)變星變化是指天體驟然變亮，不一定存在周期性變化。在恒星周圍有一個非常強的輻射源。星體膨脹后有效溫度會下降。輻射偏離紅外波段，因此可見光亮度減弱。勒維特對小麥哲倫星云進行了調(diào)查，找出光變周期隨光度變化的規(guī)律，她在觀察時發(fā)現(xiàn)，造父變星具有光變周期，光度越高二者呈線性關(guān)系。在此基礎(chǔ)上，又通過計算得到造父變星和其他類星體的距離，從而得出了它們間存在著一個近似線性函數(shù)的關(guān)系。這一線性關(guān)系奠定了造父變星測距的理論基礎(chǔ)，并為造父測距的便利，因此，將此光變周期隨光度變化的規(guī)律簡稱周光關(guān)系。分光視差法1902年，丹麥天文物理學家從事研究，發(fā)現(xiàn)天體光譜中電離鍶譜線的強度和恒星的絕對星等存在著一定的關(guān)系，天文學家通過這種的分析，測定了天體的分光視差。分光視差法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(guān)系來進行研究，測天體距離。應用上述關(guān)系，帶入天體距離模數(shù)公式mv?Mv≠5lgd?5，推算天體距離d。分光視差法測距適用范圍：~7Mpc。分光視差法也是具有局限性的。采用分光視差法測量天體距離必須測定天體的視星等，和對光譜種類要有一定的認識。必須先把恒星和其他天體區(qū)分開來。通常恒星非常明亮，因此，分光視差法可直接用于其光度測定。在測定時，只需將被測物體放在望遠鏡中即可。但對于非常黑暗和弱小的天體，不能獲得完整的天體光譜數(shù)據(jù)，則分光視差法不能測量。結(jié)論從確定主題開始，本人在學習過程中，參考了大量國內(nèi)外有關(guān)文獻，闡述天文測距的方法，明確多種天文測距方法，根據(jù)天體距離所采用測距方法的差異，將其歸類，并對各種測距方法的優(yōu)勢及局限性進行了總結(jié)。一般情況下，恒星是很亮的，所以可以直接利用分光視差法測定它的光度。文中概述的僅是確定天體距離的一些基本和常用測距方法，在此基礎(chǔ)上，還可以有很多別的途徑。根據(jù)測量精度的要求及工程應用目的，我們需要選擇最適合自己需求的測量方法。天體測量的各類方法都有一定的適用范圍，因此實際進行天體距離測時可利用各種方法進行重復視測，做幾次計算。當一次測量時，每次需要重復三次以上才可獲得正確結(jié)果。從而降低了測距時的誤差，以提高精確度。

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