第5章 天文学距离测量法
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天体在观测者视线方向上的运动线速度称 为视向速度。可通过观测天体光谱中谱线的多普 勒位移效应加以测定。
切向速度两个分量及视向速度决定了天体 的三维空间运动速度。
2
4.恒星和恒星集团
变星：亮度会发生变化的恒星，其中变化很有 规律的称为周期变星。
双星：两颗星靠得很近，并作互绕运动。 星团：由几十颗到几十万颗恒星组成的恒星系
对于非常遥远星系
不可能观测其造父变星 造父变星测距法不能适用
3，分光视差法（光度距离）
1902年，丹麦天文学家 发现恒星光谱中电离锶谱线；其强度和恒
星的绝对星等有关系 1914年，美国天文学家
建立起利用光谱谱线强度确定恒星视差的方法
基本原理：测定出未知距离的恒星的特征谱线 强度比率后，可求出绝对星等，利用（望远镜 看到的）视星等、绝对星等和距离的关系式， 可以求出恒星的距离
年视差为1角秒定义。
l 秒差距约等于3.26光年或30万亿公里 距离（秒差距）＝ l／视差（角秒）
织女星的视差为 0′′.12 距离＝8.1秒差距
哥白尼在创立日心学说时 曾尝试测量恒星视差以证明地球围绕太阳运
转（未成功）。 哥白尼之后经过了三百来年的 努力，1838年由德国天文学家贝塞尔才测量出 恒星的视差。地动说真正确立。
天鹅座61的视差为 里处看一个1分硬币
所0成′′.3的1-张-- 它角相当于从12公
天体的角尺度
θ = D/d
D ：天体的线尺度 (天体的大小)
d ：到天体的距离
三角测量法的困难
周日视差法--- 地球上的基线太短；地球直径1.3万公里（1.3× 10-9光年）；最近恒星4.3光年，角度太小无法测量 周年视差法--- 地球公转轨道提供3亿公里基线，情况好转, 但是 没有根本解决问题。
观测到的天体亮度与天体的自身发光本领(光度)和距离两个 因素有关。直接观测到的星等只反映天体的亮度，称为视星等。
公元前2世纪古希腊科学家希帕恰斯首先用肉眼估计了星的亮
度:
按明暗程度分成六等级---视星等
•眼睛看起来最为明亮：1等星 ；眼睛刚能看到的：6等星
星的亮度越大，星等越小； 肉眼能见到的约有6000颗恒星
恒星自行： 恒星垂直于视线 方向的运动，可 以直接观测得到。 但是自行相同， 如果距离不同， 速度差别很大，
恒星距离
比邻星距离是4.22光年 •牛郎星为16光年 •织女星是25光年 •北极星的距离680光年 •银河系中最远的恒星约8万多光年 •河外星系中的恒星几亿甚至几百亿光年
北斗七星的距离（光年） 大熊α75 大熊β 62 大熊γ75 大熊δ 65
大熊ε62 大熊ζ 59 大熊η 108
二,有关天体距离测定的若干基本概念
1.天球和天球坐标系 2.星等和颜色 3.自行和视向速度 4.恒星和恒星集团 5.光度和光度函数
1.天球和天球坐标系
---天球是一个假想的球面，地面观测者 看到的，任一天体的位置和运动都可以 在天球面上进行描述(投影)。
---地心为天球的中心，天球固定不动， 地球存在自转，太阳绕天球的中心，在 天球上存在“圆周”运动（即黄道）
目前三角视差的最高测定精度（空间观测）约为0.″002-0.″003。 所以目前三角视差的最大运用范围不超过200pc（相应的视差为 0.″005）。 利用三角视差法测定了 大约7千颗较近的恒星的距离 • 绝大多数恒星距离太遥远， 它们的视差位移小于0.″001， 根本 测量不出它们的视差 ！
要寻找新的方法！
B∝L·D－2 B是可观测量，如果能设法求到 光度L，则可由上式求得距离D， 称为光度距离。
原理：传播过程中的能量守恒 恒星得到观测者的强度与距离的平方 成反比！ 恒星离我们越远越暗
3.尺度距离
设天体的角直径为θ，线直径为d，根据 元弧性质,则有
d=θ·D θ是可观测量，如能设法得到线直径d， 则可由上式求得距离D， 称为尺度距离。
4.速度距离
设天体的运动角速度为ω，相应的 线速度为v，根据转动的运动学规律,则 有
v＝ω·D 角速度ω是可观测量，要是能知道 与ω相应的v，由上式可求得距离， 称为速度距离。
5.宇宙学距离
哈勃定律为(观测发现的) Vr=DH0
H0为已知的哈勃常数，Vr为天体视向速 度，由此求得的就是宇宙学距离。
上式只能用于远距离天体。如果Vr 接近光速，还要考虑相对论性改正。 哈勃定律的简单解释是宇宙正在膨胀。
天文学距离测量法
一，距离测量在天文学中的基础地位 二，有关天体距离测定的若干基本概念 三，不同方法测定的天体距离分类 四, 测定天体距离的方法及其基本原理 五, 宇宙距离尺度的基本概念
一，距离测量在天文学中的基础地位
1，我们肉眼只能知道恒星在天球上的投 影的位置
2，不知道恒星的距离 就不能确定恒星空间的真实分布 就不能确定恒星的运动速度 就不能确定恒星发射电磁波的真实强度
由 r 和 m 算出恒星的绝对星等M； 由 M 和 m 算出距离 r 注：r表示恒星的距离（秒差距）
M 表示绝对星等 m表示目视星等
天体的表面温度
我们不仅可以从天体的亮暗程度确定天体自身 的能量辐射强度， 还可以根据天体能量的辐射在各个波长的分布 确定天体的表面温度。
即天体颜色反映天体表面温度的高低，比如 蓝白色星为40000度，红色星只有约3000度。
3
1.几何距离 (三角视差)
视差的一般定义是从两个不同位置观 测同一物体的方向的差异。
天文学上的视差定义为天体对地球公 转轨道半长径的张角，通常以角秒为单位。 天体距离越远，视差就越小。 注意：这里是利用地球的运动造成的视差 来测定天体距离。而非天体自身的运动。
2.光度距离
设天体光度为L，亮度为B，根据 球面波传输的能量守恒,则有
1.三角测距法（几何距离）
天体几何距离是绝对测定!是全部相对测 定方法定标的出发点，十分重要。几何距离 测定又十分困难，原因是天体距离太远。以 太阳外最近恒星来说，D＝4.2光年＝1.3pc， 视差π<1″。
三角测距法的基本原理：当观测者处于 不同位置处时，观测同一天体在天球上的坐 标,经过计算得出视差π，也就得到距离D。
光度函数对研究天体演化有重要意义。恒 星之间的光度差别非常大。例如：超巨星“ 天 津四”的光度比太阳约强五万倍
光度和体积、温度的关系
星体的光度由其温度和表面积决定 温度愈高光度愈大 表面积愈大光度也愈大
• 光度大的星体叫做巨星 光度比巨星更强的叫超巨星 光度小的称为矮星
• 光度大的巨星，体积也大 • 光度小的矮星，体积也小
分光视差 归算曲线
对于非常暗弱的恒星 连完整的光谱资料都不可能获得 分光视差法失灵
4，光度函数测距法
球状星团系统光度函数 球状星团是一类结构紧密，外形呈圆
状的恒星集团，成员星数少则几千，多 则几十万。而光度函数是指一群天体(恒 星，星团，星系团等等)中,由不同光度 天体所占的比例而构成的函数。 许多河外星系中都存在一定数量的球状星 团，构成球状星团系统。研究表明,不同星 系中球状星团系统的光度函数是类似的， 可以用一个简单高斯函数来表示，且具有 普适性
4
6.距离的绝对测定和相对测定
不需要用其他方法进行某种定标而测得天 体距离，称为距离的绝对测定，如三角视 差。 测定不同距离天体的距离之比值，并由已知 距离的近天体，推算远天体的距离，这种 方法称为距离的相对测定，其中近天体的 距离起某种定标的作用。
绝对测定 优点是不需要定标，不受定标误差的影响， 又可用 作相对测定的绝对定标。 缺点是应用范围较窄，且需要作某种理论假 设，可能由此带入系统误差。
造父变星的光变曲线：变化周期 几天至几月
6
造父变星的 周光关系
测出 一批知道距离的造 父变星的光变周期， 目视星等 得到绝对星等 得到周光关系 拟合曲线，反过 来进一步确定其 他的造父变星距 离。
利用已知几何距离的造父变星（M、P 已知）可确定周光关系拟合曲线中的a、b。对 于未知距离（M未知)的变星，可由周光关系 确定M，从而得到光度L，于是可求得距离。 造父变星都是一些高光度变星，适用范围约 为5Mpc（1600万光年）。属相对测定法。
对星等，反映了天体光度的大小。比如，织女星0.5等，天狼星 1.4等，太阳4.8等。 绝对星等和视星等可以相差很大。 例如： 天狼星的视星等是-1.45等 距离为2.7秒差距，绝对星等 ＋1.5等。 太阳看起来光辉夺目， 视星等达到-26.7等，绝对星 等才只有＋4.83等
视星等和绝对星等的关系
M＝ m＋ 5－ 5lgr
星系团：由几十个到几千个星系构成的更为庞 大的恒星集团。星系团的尺度可达 5Mpc。宇宙中约有85%的星系构成 大小不等的星系团。
5.光度函数
光度---描述恒星自身的辐射功率， 单位：尔 格/秒; 适用于光学，红外、紫外、射电、Χ及γ 射线波段。
一群天体(恒星，星团，星系团等等)中,由 不同光度天体所占的比例而构成的函数。观测 到的光度函数是离散型的，理论上的光度函数 由解析式表示。
2，造父变星测距法（光度距离）
应用最为广泛的距离相对测定方法。举几个例子： 1.造父变星和周光关系
造父变星是一类脉动变星，光变周期十分有规 律，范围1－20天，光度幅度0.1-2个星等。
造父变星光变周期与平均光度之间存在很好的 相关性，称为周光关系。
M=algP+b M－平均绝对星等（平均光度）
P－光变周期 a、b－常参数
三, 不同方法测定的天体距离分类
1.几何距离 2.光度距离 3.尺度距离 4.速度距离 5.宇宙学距离 6.距离的绝对测定和相对测定
天文学上的常用距离单位
天文单位：地球到太阳的平均距离， 约为1亿5千万公里。
光年：光线在真空中一年时间内经过的 距离，约为10万亿公里。
秒差距 (pc)：对地球公转轨道半长径的 张角为 1″处的天体的距离。 1pc=3.26光年
这是因为恒星及其周围辐射场可看作一个 热力学系统。
恒星辐射平衡时：
维恩位移定律
b=2.897 7685(51) × 10–3 m·K≈3 mm·K
3.自行和视向速度
天体在天球上运动的角速度称为自行。自 行可以通过不同时间天体在天球上的位置来加以 测定。如果知道距离，就可得到相应的线速度， 称为切向速度。自行有两个分量。
1弧度为206265角秒
图上所示是根据天体的不同观测位置造成的视差，实 际上我们利用观测者的不同位置造成的视差。
周日视差：
地球提供最长基线：D 恒星距离星，其视位 置会发生变化
AB：3亿公里
5
定义秒差距
以一个天文单位为 底边，底角为1角秒 其直角边为 1秒差距 即通常天文学上 的视差定义为 天体对地球公转 轨道半长径的张 角， 秒差距也即根据周
统。又分疏散星团和球状星团两类。 银河系：包括太阳在内大约含1000亿颗恒星的
庞大恒星系统。主要部分呈扁平圆盘 状，直径10万光年，中心处厚一万多 光年。银河系在天球上的投影就是银河。
河外星系(星系)：银河系之外的其他同类恒星 系统。估计宇宙中有1000亿个星系， 大小不等， 形状各异。最远离我们 100 亿光年以上。
---天球面上的位置和运动都只有两维， 对于三维空间自由度下的天体来说，第 三维坐标就是天体的距离，而第三维运 动就是天体沿观测视线方向的运动。
1
恒星视星等 肉眼〈 6星等
中型望远镜 大型望远镜 空间望远镜
2.星等和颜色
星等是天文学上用来表示天体亮暗程度的量。星等越小，天 体越亮。比如，织女星 0等，天狼星-1.5等，太阳-26.7等。正常人 眼最暗可见6等星。
天文学距离测量法二有关天体距离测定的若干基本概念三不同方法测定的天体距离分类一距离测量在天文学中的基础地位宇宙距离尺度的基本概念1我们肉眼只能知道恒星在天球上的投影的位置2不知道恒星的距离就不能确定恒星空间的真实分布就不能确定恒星的运动速度就不能确定恒星发射电磁波的真实强度一距离测量在天文学中的基础地位但是自行相同如果距离不同速度差别很大恒星自行
1850年，普森注意到，星等和亮度（单位面积上接收到的辐射
能）有一定的关系---星等按等差级数增加&亮度按等比级数减小
1等星比6等星大约亮100倍 相邻2个星等的亮度差2.512倍
取零星等的亮度为E的单位
普森公式：m=-2.5×lgE
绝对星等
视星等不是恒星真实发光能力 设想把所有天体放到同样距离(10pc)处所测得的星等称为绝
相对测定 优点是应用范围广，也不需要理论假设。 缺点是定标带来误差，而且由近及远逐级定标 外推，误差很可观。 另： 雷达测距和激光测距。只能用于最近的天 体，如月亮、金星等。
四, 测定天体距离的方法及其基本原理
1，三角测距法 2，造父变星测距法 3，分光视差测距法 4，光度函数测距法 5，哈勃定律测距法 6，超新星测距法 7，角尺度和线尺度测距法 8，角速度和线速度测距法
切向速度两个分量及视向速度决定了天体 的三维空间运动速度。
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4.恒星和恒星集团
变星：亮度会发生变化的恒星，其中变化很有 规律的称为周期变星。
双星：两颗星靠得很近，并作互绕运动。 星团：由几十颗到几十万颗恒星组成的恒星系
对于非常遥远星系
不可能观测其造父变星 造父变星测距法不能适用
3，分光视差法（光度距离）
1902年，丹麦天文学家 发现恒星光谱中电离锶谱线；其强度和恒
星的绝对星等有关系 1914年，美国天文学家
建立起利用光谱谱线强度确定恒星视差的方法
基本原理：测定出未知距离的恒星的特征谱线 强度比率后，可求出绝对星等，利用（望远镜 看到的）视星等、绝对星等和距离的关系式， 可以求出恒星的距离
年视差为1角秒定义。
l 秒差距约等于3.26光年或30万亿公里 距离（秒差距）＝ l／视差（角秒）
织女星的视差为 0′′.12 距离＝8.1秒差距
哥白尼在创立日心学说时 曾尝试测量恒星视差以证明地球围绕太阳运
转（未成功）。 哥白尼之后经过了三百来年的 努力，1838年由德国天文学家贝塞尔才测量出 恒星的视差。地动说真正确立。
天鹅座61的视差为 里处看一个1分硬币
所0成′′.3的1-张-- 它角相当于从12公
天体的角尺度
θ = D/d
D ：天体的线尺度 (天体的大小)
d ：到天体的距离
三角测量法的困难
周日视差法--- 地球上的基线太短；地球直径1.3万公里（1.3× 10-9光年）；最近恒星4.3光年，角度太小无法测量 周年视差法--- 地球公转轨道提供3亿公里基线，情况好转, 但是 没有根本解决问题。
观测到的天体亮度与天体的自身发光本领(光度)和距离两个 因素有关。直接观测到的星等只反映天体的亮度，称为视星等。
公元前2世纪古希腊科学家希帕恰斯首先用肉眼估计了星的亮
度:
按明暗程度分成六等级---视星等
•眼睛看起来最为明亮：1等星 ；眼睛刚能看到的：6等星
星的亮度越大，星等越小； 肉眼能见到的约有6000颗恒星
恒星自行： 恒星垂直于视线 方向的运动，可 以直接观测得到。 但是自行相同， 如果距离不同， 速度差别很大，
恒星距离
比邻星距离是4.22光年 •牛郎星为16光年 •织女星是25光年 •北极星的距离680光年 •银河系中最远的恒星约8万多光年 •河外星系中的恒星几亿甚至几百亿光年
北斗七星的距离（光年） 大熊α75 大熊β 62 大熊γ75 大熊δ 65
大熊ε62 大熊ζ 59 大熊η 108
二,有关天体距离测定的若干基本概念
1.天球和天球坐标系 2.星等和颜色 3.自行和视向速度 4.恒星和恒星集团 5.光度和光度函数
1.天球和天球坐标系
---天球是一个假想的球面，地面观测者 看到的，任一天体的位置和运动都可以 在天球面上进行描述(投影)。
---地心为天球的中心，天球固定不动， 地球存在自转，太阳绕天球的中心，在 天球上存在“圆周”运动（即黄道）
目前三角视差的最高测定精度（空间观测）约为0.″002-0.″003。 所以目前三角视差的最大运用范围不超过200pc（相应的视差为 0.″005）。 利用三角视差法测定了 大约7千颗较近的恒星的距离 • 绝大多数恒星距离太遥远， 它们的视差位移小于0.″001， 根本 测量不出它们的视差 ！
要寻找新的方法！
B∝L·D－2 B是可观测量，如果能设法求到 光度L，则可由上式求得距离D， 称为光度距离。
原理：传播过程中的能量守恒 恒星得到观测者的强度与距离的平方 成反比！ 恒星离我们越远越暗
3.尺度距离
设天体的角直径为θ，线直径为d，根据 元弧性质,则有
d=θ·D θ是可观测量，如能设法得到线直径d， 则可由上式求得距离D， 称为尺度距离。
4.速度距离
设天体的运动角速度为ω，相应的 线速度为v，根据转动的运动学规律,则 有
v＝ω·D 角速度ω是可观测量，要是能知道 与ω相应的v，由上式可求得距离， 称为速度距离。
5.宇宙学距离
哈勃定律为(观测发现的) Vr=DH0
H0为已知的哈勃常数，Vr为天体视向速 度，由此求得的就是宇宙学距离。
上式只能用于远距离天体。如果Vr 接近光速，还要考虑相对论性改正。 哈勃定律的简单解释是宇宙正在膨胀。
天文学距离测量法
一，距离测量在天文学中的基础地位 二，有关天体距离测定的若干基本概念 三，不同方法测定的天体距离分类 四, 测定天体距离的方法及其基本原理 五, 宇宙距离尺度的基本概念
一，距离测量在天文学中的基础地位
1，我们肉眼只能知道恒星在天球上的投 影的位置
2，不知道恒星的距离 就不能确定恒星空间的真实分布 就不能确定恒星的运动速度 就不能确定恒星发射电磁波的真实强度
由 r 和 m 算出恒星的绝对星等M； 由 M 和 m 算出距离 r 注：r表示恒星的距离（秒差距）
M 表示绝对星等 m表示目视星等
天体的表面温度
我们不仅可以从天体的亮暗程度确定天体自身 的能量辐射强度， 还可以根据天体能量的辐射在各个波长的分布 确定天体的表面温度。
即天体颜色反映天体表面温度的高低，比如 蓝白色星为40000度，红色星只有约3000度。
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1.几何距离 (三角视差)
视差的一般定义是从两个不同位置观 测同一物体的方向的差异。
天文学上的视差定义为天体对地球公 转轨道半长径的张角，通常以角秒为单位。 天体距离越远，视差就越小。 注意：这里是利用地球的运动造成的视差 来测定天体距离。而非天体自身的运动。
2.光度距离
设天体光度为L，亮度为B，根据 球面波传输的能量守恒,则有
1.三角测距法（几何距离）
天体几何距离是绝对测定!是全部相对测 定方法定标的出发点，十分重要。几何距离 测定又十分困难，原因是天体距离太远。以 太阳外最近恒星来说，D＝4.2光年＝1.3pc， 视差π<1″。
三角测距法的基本原理：当观测者处于 不同位置处时，观测同一天体在天球上的坐 标,经过计算得出视差π，也就得到距离D。
光度函数对研究天体演化有重要意义。恒 星之间的光度差别非常大。例如：超巨星“ 天 津四”的光度比太阳约强五万倍
光度和体积、温度的关系
星体的光度由其温度和表面积决定 温度愈高光度愈大 表面积愈大光度也愈大
• 光度大的星体叫做巨星 光度比巨星更强的叫超巨星 光度小的称为矮星
• 光度大的巨星，体积也大 • 光度小的矮星，体积也小
分光视差 归算曲线
对于非常暗弱的恒星 连完整的光谱资料都不可能获得 分光视差法失灵
4，光度函数测距法
球状星团系统光度函数 球状星团是一类结构紧密，外形呈圆
状的恒星集团，成员星数少则几千，多 则几十万。而光度函数是指一群天体(恒 星，星团，星系团等等)中,由不同光度 天体所占的比例而构成的函数。 许多河外星系中都存在一定数量的球状星 团，构成球状星团系统。研究表明,不同星 系中球状星团系统的光度函数是类似的， 可以用一个简单高斯函数来表示，且具有 普适性
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6.距离的绝对测定和相对测定
不需要用其他方法进行某种定标而测得天 体距离，称为距离的绝对测定，如三角视 差。 测定不同距离天体的距离之比值，并由已知 距离的近天体，推算远天体的距离，这种 方法称为距离的相对测定，其中近天体的 距离起某种定标的作用。
绝对测定 优点是不需要定标，不受定标误差的影响， 又可用 作相对测定的绝对定标。 缺点是应用范围较窄，且需要作某种理论假 设，可能由此带入系统误差。
造父变星的光变曲线：变化周期 几天至几月
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造父变星的 周光关系
测出 一批知道距离的造 父变星的光变周期， 目视星等 得到绝对星等 得到周光关系 拟合曲线，反过 来进一步确定其 他的造父变星距 离。
利用已知几何距离的造父变星（M、P 已知）可确定周光关系拟合曲线中的a、b。对 于未知距离（M未知)的变星，可由周光关系 确定M，从而得到光度L，于是可求得距离。 造父变星都是一些高光度变星，适用范围约 为5Mpc（1600万光年）。属相对测定法。
对星等，反映了天体光度的大小。比如，织女星0.5等，天狼星 1.4等，太阳4.8等。 绝对星等和视星等可以相差很大。 例如： 天狼星的视星等是-1.45等 距离为2.7秒差距，绝对星等 ＋1.5等。 太阳看起来光辉夺目， 视星等达到-26.7等，绝对星 等才只有＋4.83等
视星等和绝对星等的关系
M＝ m＋ 5－ 5lgr
星系团：由几十个到几千个星系构成的更为庞 大的恒星集团。星系团的尺度可达 5Mpc。宇宙中约有85%的星系构成 大小不等的星系团。
5.光度函数
光度---描述恒星自身的辐射功率， 单位：尔 格/秒; 适用于光学，红外、紫外、射电、Χ及γ 射线波段。
一群天体(恒星，星团，星系团等等)中,由 不同光度天体所占的比例而构成的函数。观测 到的光度函数是离散型的，理论上的光度函数 由解析式表示。
2，造父变星测距法（光度距离）
应用最为广泛的距离相对测定方法。举几个例子： 1.造父变星和周光关系
造父变星是一类脉动变星，光变周期十分有规 律，范围1－20天，光度幅度0.1-2个星等。
造父变星光变周期与平均光度之间存在很好的 相关性，称为周光关系。
M=algP+b M－平均绝对星等（平均光度）
P－光变周期 a、b－常参数
三, 不同方法测定的天体距离分类
1.几何距离 2.光度距离 3.尺度距离 4.速度距离 5.宇宙学距离 6.距离的绝对测定和相对测定
天文学上的常用距离单位
天文单位：地球到太阳的平均距离， 约为1亿5千万公里。
光年：光线在真空中一年时间内经过的 距离，约为10万亿公里。
秒差距 (pc)：对地球公转轨道半长径的 张角为 1″处的天体的距离。 1pc=3.26光年
这是因为恒星及其周围辐射场可看作一个 热力学系统。
恒星辐射平衡时：
维恩位移定律
b=2.897 7685(51) × 10–3 m·K≈3 mm·K
3.自行和视向速度
天体在天球上运动的角速度称为自行。自 行可以通过不同时间天体在天球上的位置来加以 测定。如果知道距离，就可得到相应的线速度， 称为切向速度。自行有两个分量。
1弧度为206265角秒
图上所示是根据天体的不同观测位置造成的视差，实 际上我们利用观测者的不同位置造成的视差。
周日视差：
地球提供最长基线：D 恒星距离星，其视位 置会发生变化
AB：3亿公里
5
定义秒差距
以一个天文单位为 底边，底角为1角秒 其直角边为 1秒差距 即通常天文学上 的视差定义为 天体对地球公转 轨道半长径的张 角， 秒差距也即根据周
统。又分疏散星团和球状星团两类。 银河系：包括太阳在内大约含1000亿颗恒星的
庞大恒星系统。主要部分呈扁平圆盘 状，直径10万光年，中心处厚一万多 光年。银河系在天球上的投影就是银河。
河外星系(星系)：银河系之外的其他同类恒星 系统。估计宇宙中有1000亿个星系， 大小不等， 形状各异。最远离我们 100 亿光年以上。
---天球面上的位置和运动都只有两维， 对于三维空间自由度下的天体来说，第 三维坐标就是天体的距离，而第三维运 动就是天体沿观测视线方向的运动。
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恒星视星等 肉眼〈 6星等
中型望远镜 大型望远镜 空间望远镜
2.星等和颜色
星等是天文学上用来表示天体亮暗程度的量。星等越小，天 体越亮。比如，织女星 0等，天狼星-1.5等，太阳-26.7等。正常人 眼最暗可见6等星。
天文学距离测量法二有关天体距离测定的若干基本概念三不同方法测定的天体距离分类一距离测量在天文学中的基础地位宇宙距离尺度的基本概念1我们肉眼只能知道恒星在天球上的投影的位置2不知道恒星的距离就不能确定恒星空间的真实分布就不能确定恒星的运动速度就不能确定恒星发射电磁波的真实强度一距离测量在天文学中的基础地位但是自行相同如果距离不同速度差别很大恒星自行
1850年，普森注意到，星等和亮度（单位面积上接收到的辐射
能）有一定的关系---星等按等差级数增加&亮度按等比级数减小
1等星比6等星大约亮100倍 相邻2个星等的亮度差2.512倍
取零星等的亮度为E的单位
普森公式：m=-2.5×lgE
绝对星等
视星等不是恒星真实发光能力 设想把所有天体放到同样距离(10pc)处所测得的星等称为绝
相对测定 优点是应用范围广，也不需要理论假设。 缺点是定标带来误差，而且由近及远逐级定标 外推，误差很可观。 另： 雷达测距和激光测距。只能用于最近的天 体，如月亮、金星等。
四, 测定天体距离的方法及其基本原理
1，三角测距法 2，造父变星测距法 3，分光视差测距法 4，光度函数测距法 5，哈勃定律测距法 6，超新星测距法 7，角尺度和线尺度测距法 8，角速度和线速度测距法