天体距离的测量方法
天文学的天体测量
天文学的天体测量天文学是一门研究宇宙中各种天体以及它们之间相互作用的科学。
在天文学中，天体测量是一个至关重要的领域，它通过测量和记录天体的位置、距离、大小和运动等参数，为我们揭示宇宙的奥秘提供了基础数据。
本文将介绍天文学的天体测量方法和技术。
一、视差测量视差是一种基本的测量方法，用来估算距离相对较近的星体。
视差是指观测者在地球上的两个不同位置观察同一个天体时，由于地球绕太阳公转导致的观测视角的变化。
通过测量这种视角的改变，可以利用三角学原理计算出天体相对地球的距离。
二、光度测量光度测量是指通过测量天体发出的光的强度来推导天体的亮度、大小和距离等参数。
在光度测量中，常用的方法有星等测量和亮度曲线分析。
星等是天文学中用来表示天体亮度的术语，通常用一个数值来表示，数值越小表示亮度越大。
通过观测天体的星等变化，可以推断出天体的距离和亮度等信息。
亮度曲线是指天体的亮度随时间变化的曲线。
通过分析天体的亮度曲线，可以研究天体的表面特征、光度周期和星际介质等信息。
三、光谱测量光谱测量是一种通过分析天体发出的光的颜色和频谱特征来研究天体性质的方法。
通过光谱测量，可以获得天体的化学成分、温度、速度和光度等信息。
光谱测量可以通过光谱仪来实现，光谱仪可以将天体发出的光分解成不同波长的光线，然后用探测器记录下各个波长的光线强度。
通过对不同波长的光线分析，可以识别出天体发出的不同元素的特征光谱线，从而研究天体的成分和物理特性。
四、测量天体距离测量天体距离是天文学中的一项重要任务。
目前常用的方法有三角视差法、光度-距离关系法、标准烛光法和宇宙学红移法等。
三角视差法是通过测量地球绕太阳公转时，天体在天球上的位置变化来计算天体与地球的距离。
光度-距离关系法利用恒星的光度和距离之间的关系，通过测量恒星的亮度和视星等来推算距离。
标准烛光法是通过观测与测量天体距离已知的某种恒星或天体的亮度，然后根据其相对亮度与距离的关系来计算其他天体的距离。
科普天体测量了解星体距离和质量的测量方法
科普天体测量了解星体距离和质量的测量方法天体测量是天文学中非常重要的一项研究方法，它可以帮助我们了解星体之间的距离和质量关系。
通过天体测量，科学家们不仅能够计算出星体之间的距离，还能研究星体的质量以及宇宙中的物质分布情况。
本文将介绍一些常用的天体测量方法，以及它们在天文学研究中的应用。
一、视差法视差法是测量较近星体距离的一种方法。
当地球绕太阳运行时，由于观测位置的改变，我们会发现远处的星体相对于近处的星体有一定的位置移动。
这种位置移动被称为视差角，通过测量视差角的大小，可以计算出星体与地球的平均距离。
视差法广泛应用于测量太阳系中行星、恒星以及一些近邻恒星的距离。
二、光谱法光谱法是利用物体发射或吸收特定波长的光来测量其速度和距离的一种方法。
当星体远离或接近地球时，光谱中的频率会发生一定程度的偏移，这个偏移被称为多普勒效应。
通过测量多普勒效应的大小，我们可以计算出星体相对于地球的运动速度，从而推算出其距离。
光谱法在测量星系中星体的速度、距离以及质量时发挥着重要作用。
三、哈勃定律哈勃定律是通过观察宇宙中的星系，根据它们的红移程度来测量它们之间的距离的一种方法。
根据宇宙膨胀的现象，远离我们的星系会出现红移，而靠近我们的星系则会出现蓝移。
根据红移的程度，科学家们可以计算出星系相对于我们的运动速度，从而推算出它们的距离。
哈勃定律对于测量宇宙之间的距离和了解宇宙的膨胀速度有着重要意义。
四、引力透镜效应引力透镜效应是利用星体的引力对传播过程中的光线进行偏转的现象来进行测量。
当一颗星体位于另一颗星体和观测者之间时，其引力会使得通过它的光线发生弯曲，形成一个放大的像。
通过测量像的形状和位置，可以计算出星体的质量。
引力透镜效应在研究星系聚类、暗物质以及黑洞等领域有重要应用。
五、轨道测量法轨道测量法主要应用于测量行星、卫星或者恒星之间的距离。
通过观测物体在空间中的运动轨迹，计算出其运动周期和相对速度，可以推算出它们之间的距离。
天文学家如伺测屋天体的距离？
似把 地球 绕 太 阳 公转 的轨 道 看 成 是
一
建 立 在 可 靠 的 “ 角视 差 法 ” 之上 三 的 。可 以 更形 象 地 说 ， “ 角 视 差 三 法 ”就 如同摩天 大楼的地基 ，对构 建
个 标 准 的 圆 ，天 文学 上 定 义这 个
（１ Ｕ ）。于是我 们有如 下的 简单三 Ａ
天 文 ｆ Ｔ ＯＮ Ｒ ＯＭＹ Ａｓ
文 Ｉ高新华
当我们在 宁静 的夜晚仰望天空 ， 看到 那点 点繁星 ，大 多数人想 到的 也
等 等一 系列常人不 太关心 的问题 。本 文 介 绍 天 文 学 家 如 何 测 量 天 体 的 距 离 ，因为距 离一直 是天文学 研究 中一
为天 文学家提 供描述 宇宙三维 结构 的
里 ）来表示距离 ，但在更 大范围 内用 公 里 或 者 天 文单 位 来 表 示 距 离 都极 不 方 便 ，这 个 时 候 天 体 的 距 离都 以 秒差 距（ ｃ为 基本 单位 （ ｐ ＝ ．６ ｐ） １ ｃ ３２ 光
年 ，或 ３１ ０、３ ． ×１ ， 公里 ）。据 测量 ， １
ｓ 弱 。假 设星际物 质的消光可 忽略 ， 我
们可 以用一个 简单的平方反 比关 系来 描述这种规律 ：
Ｆ Ｌ（ ＝／ ４×１ Ｔ×ｒ２ （） ＾ ） ４
（ ． ｃ ，根据现 在的 Ｈ值算 得的 宇 ｓＭｐ ） 宙 年龄 （ ／ ）约为 １ ０ 年 ，与 银 １ Ｈ。 ３亿
全 球 最 大 的单 镜 面 光 学 望远 镜 ＨＥ Ｔ
个非常 重要 的基本量 ，是我 们认识宇
宙的基础 。
简而 言 之 ，天体 的 距 离 和 位置
我们 测量两个 物体之 间的距离 困难 得
测量天体距离的方法
测量天体距离的方法测量天体距离是天文学中的一个重要问题，有许多不同的方法可以用来估算天体的距离。
在下面的文章中，我们将介绍10种常用的方法，并对每一种方法进行详细的描述。
1. 星差法星差法是一种古老但有效的方法，可以用来测量距离较近的星系的距离。
它基于天文学家观察太阳系内各个行星和彗星的位置并计算它们的运动。
通过比较在两个不同时间点观测到的星系位置的差异，可以测量它们与地球的距离。
2. 视差法视差法也是一种测量星系距离的方法，但它使用不同的技术。
这种方法基于地球绕太阳的运动，相机或望远镜拍摄的星系在两个不同时间点呈现的位置差异，测量恒星与地球之间的距离。
更近的星系视差变化更大。
3. 恒星颜色指数法恒星的颜色也可以用来确定它们的距离。
这种方法基于恒星发出的光的频率与它们的温度和距离之间的关系。
比较恒星的可见光和红外线光谱可以测量它们的颜色指数，从而确定恒星相对于地球的距离。
4. 间接测量法有些天体的距离可以间接测量。
恒星和行星周围经过的彗星和小行星，如果它们的轨道知道得足够准确，可以测量它们的角直径并通过三角法确定距离。
5. 恒星发光度法恒星的亮度和表面温度之间有一个明显的关系，这意味着恒星表面温度越高，它的亮度就越高。
这个关系可以用斯特凡-玻尔兹曼定律来表述，并用来估算恒星与地球之间的距离。
6. 脉冲星测距法脉冲星是极度稳定的天体，它们发出规律的射电信号，这些信号可以被用来确定它们的距离。
每发出一个射电信号，脉冲星就像一个闹钟一样，它会在地球上留下一个特定的时间印记。
通过测量这些脉冲的时间和频率，可以确定信号是从何处来的以及它来自哪个射电星系。
7. 巨星振荡法这种方法利用恒星的内部振荡模式测量距离。
恒星的尺寸和质量同时影响到它的振荡模式，这些模式的频率可以用来确定恒星与地球的距离，并揭示出恒星的内部结构。
8. 引力透镜引力透镜是相对论基础上的一种测量距离的方法。
说得简单些就是代替太阳重力场产生一个替代的重力场，这样它会扭曲背后的星光，形成一个光环。
测量天体空间距离的方法
测量天体空间距离的方法
测量天体空间距离的方法可以分为几种不同的技术和方法。
以下是一些常用的方法：
1. 视差测量：这是最常用且基本的方法之一。
视差是指由于地
球在公转运动中，观测同一个星体时所得到的观测位置的微小差异。
通过测量这种微小的视差，并结合基线长度，可以计算出星体与地球的距离。
这种方法适用于较近的天体，如太阳系内的星体。
2. 原动测量：原动是指恒星的自行运动。
通过观测恒星在天空
中的位置随时间的变化，可以计算出其自行运动的大小和方向，并进一步推断出其距离。
这种方法适用于较近的恒星。
3. 光度测量：根据恒星的亮度和光谱信息，可以推断出其绝对
亮度和表面温度。
通过比较观测到的亮度和推断的绝对亮度，可以计算出恒星的距离。
这种方法主要适用于较远的恒星。
4. 小行星雷达测量：利用雷达技术，可以测量小行星与地球之
间的距离。
这种方法在测量太阳系内小天体的距离时非常有效。
5. 基于星系红移的测量：根据宇宙膨胀的观测事实，远离我们
的星系会由于多普勒效应而出现红移。
通过测量星系的红移，可以推断出其与我们的距离。
这种方法适用于较远的星系。
这些方法常常需要结合使用，并且在不同距离范围内各有适用性。
科学家们不断探索和改进这些方法，以便更准确地测量天体空间距离。
天体测量学测量宇宙中的距离与尺度
天体测量学测量宇宙中的距离与尺度天体测量学是研究天体距离和尺度的一门学科。
通过测量天体之间的距离和宇宙的尺度，天体测量学为我们提供了解宇宙结构、演化和性质的重要信息。
本文将介绍天体测量学的基本概念和常用方法，以及其对科学研究的重要意义。
一、距离测量方法1. 视差测量视差是指当地球绕太阳公转时，由于不同观测点之间的距离差异而导致的天体在背景中产生微小的位置变化。
视差测量方法通过观测天体在半年间隔中的位置差异，来计算其离地球的距离。
这种方法适用于测量距离太阳系近邻星的距离。
2. 光度测量光度是指天体发射出的光的亮度。
通过观测天体的光度，结合其亮度与距离的关系，可以推算出其距离。
例如，可使用哈勃定律（Hubble's law）来测量远离地球的星系的距离。
3. 银河系巡天银河系巡天是通过观测银河系中的不同天体，如恒星、变星、星系等，并通过它们的亮度和特征来测量宇宙的距离和尺度。
通过比较这些天体的观测数据与理论模型，可以推断它们的距离和位置。
二、宇宙尺度的测量1. 角直径测量角直径测量是指通过测量一个天体在天球上占据的角度大小，然后结合其真实尺寸，来推算出它的距离。
这种方法适用于测量天体的线性尺度，如星系的大小等。
2. 红移测量红移是指由于宇宙膨胀而导致的光红移现象。
通过观测天体的光谱特征，特别是其中的发射线或吸收线，可以测定其红移。
根据红移的大小，可以推测出天体的距离和远离速度。
三、天体测量学的重要意义1. 揭示宇宙的起源和演化通过天体测量学的研究，我们可以测量宇宙的年龄、膨胀速度以及宇宙大尺度结构的形成和演化。
这对于我们了解宇宙的起源和演化过程至关重要。
2. 定量测试宇宙学模型天体测量学提供了大量观测数据，可以用于验证和改善宇宙学模型。
通过比较模型和实际观测结果的吻合程度，可以进一步完善我们对宇宙的认识。
3. 解决物理学问题天体测量学为物理学研究提供了重要的约束条件。
通过准确测量宇宙距离和尺度，可以用于研究暗物质、暗能量、引力波等前沿物理问题，并为物理学的发展提供新的线索和挑战。
第5章 天文学距离测量法
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。
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
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。
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。
天体距离是如何测定的
天体距离是如何测定的邵发仙【期刊名称】《地理教学》【年(卷),期】2010(000)020【总页数】2页(P58-59)【作者】邵发仙【作者单位】西南大学地理科学学院,400715【正文语种】中文在高中地理教材必修一“宇宙中的地球”部分教学过程中，我们经常会遇到“光年障碍”。
在描述星系、天体到地球的距离为××光年时，教师总会提醒学生光年是距离单位而不是时间单位，1光年是指光在一年中传播的距离（1光年=308568千米）。
例如：太阳到银河系中心的距离为2．6万光年，最近河外星系的距离约16万光年，可观测的宇宙范围约150亿光年。
学生可能会追问，几十万光年岂不是光从地球到该天体要走几十万年，谁能活得足够久等到光返回啊？那么天体距离是如何进行测量的呢？由于各种天体距离尺度不一，我们所选择的测量方法也不尽相同。
18世纪以来，人们传统上用三角视差法测定月球到地球的距离；近年来随着科学技术的进步，人们逐渐用雷达和激光测量月地距离。
1．三角视差法几何学中有“角边角定理”，即已知三角形两角及其所夹之一边即可求解该三角形。
三角视差法就是基于这一原理。
视差是观测者在两个不同的位置看同一个天体的方向之差。
图1中M为月球，角P叫做地平视差，根据三角函数可得公式：（R为地球半径，L为月球到地球的距离），则月地距离：由于地心不能到达，实际测量时是通过地面上处于同一子午线的两地来达到目的。
世界上第一次测定地月距离，是1715年至1753年，法国天文学家拉卡伊和他的学生拉朗德，在基本上位于同一子午线的柏林和好望角测得。
2．雷达法无论可见光还是无线电波，本质上都是电磁波，传播的速度都是光速，差别在于频率和波长不同。
雷达的信息载体是无线电波，雷达设备的发射机把电磁波能量射向空间某一方向，处在此方向上的物体反射其碰到的电磁波，雷达接收此反射波，送至接收设备进行处理，提取有关该物体的某些信息，如距离、方位、高度等。
天体距离的测量方法
天体距离的测量方法
1 历史上测量天体距离的方法
人类了解太阳系的起源和结构，依赖于测量其中各天体之间的距离。
历史上有很多方法用来测量太阳系天体之间的距离，具体的方法
有视差角、年差角、黄赤交角、光行差法。
1.1 视差角
视差角是指两个天体从地球的视角看到的角度，通过观测两个天
体的大小和视差角，可以精确的计算出两个天体之间的距离，它是许
多很详细的距离测量方法中的一种，一般用它来测量木星、金星和火
星之间的距离。
1.2 年差角
年差角测量方法基于太阳系内绝对位置可以改变的事实，它是基
于一年内太阳系对象的相对位置变化的，也就是在一年中不断改变的
太阳系的各个物体的位置，这些变化现象与物体之间的实际距离有关。
通过观察他们的运行位置，可以精确表示它们之间的距离。
1.3 黄赤交角
黄赤交角是一个基于天体天体间相对位置的概念，它可以帮助我
们计算出天体到地球的距离。
这个方法基于天文学观测点的差异，即
黄道和赤道的位置，当观测一个天体时，我们可以计算出它与另一个
天体的角距离。
1.4 光行差法
光行差法是基于物体的星光的时间差的原理，它可以让我们以小
的时间间隔来观测星体的相对位置，根据物体星光的行进时间的差异，我们可以计算出它们之间的距离。
说明：以上就是历史上用来测量天体距离的四种方法，它们可以
帮助我们测算出太阳系天体之间的准确距离，从而帮助我们更好的理
解太阳系的结构与发展状况。
天文学家如何测量星体的距离
天文学家如何测量星体的距离星体的距离是天文学中一个重要的测量指标。
然而，由于星体距离的巨大范围和复杂性，天文学家必须采用多种方法来精确测量星体的距离。
本文将介绍几种常用的天文学测距方法。
一、视差测距法视差测距法是测量距离最基础的方法之一。
根据视差原理，当我们从不同的观测位置观察同一物体时，该物体在视线上的位置会有微小的变化。
利用这个原理，天文学家可以通过观测一个星体在地球公转过程中的视差角度，计算出其距离。
二、光度测距法光度测距法是基于恒星的亮度与距离之间的关系来进行测量的。
根据光度距离公式，光度与亮度之间存在一种已知的关系，通过测量星体的亮度，可以推导出其距离。
然而，这种测距方法的前提是要知道星体的真实亮度，通常需要通过其他方法获得。
三、标准烛光法标准烛光法是一种利用特定类别的天体作为“标准烛光”，通过测量其亮度来计算距离的方法。
例如，天文学家使用超新星作为标准烛光来测量它们的亮度，并通过观察其表面亮度来推算距离。
这种方法的前提是天体的物理特性与其亮度之间存在一种已知的关系。
四、星系红移法星系红移法是一种利用星系的光谱测量距离的方法。
根据宇宙膨胀理论，星系在远离我们的方向上移动时会发生红移现象，通过测量星系的红移程度，可以推算出其距离。
这种方法的基础是哈勃定律，即红移速度与距离成正比。
五、三角测距法三角测距法是一种基于几何原理的测距方法。
天文学家通过观测星体在天球上的位置，并测量其与其他恒星的角距离，利用三角形的性质，计算出星体的距离。
这种方法常用于测量近邻星系的距离。
综上所述，天文学家在测量星体距离时使用了多种方法，包括视差测距法、光度测距法、标准烛光法、星系红移法以及三角测距法。
每种方法都有其适用的范围和限制，天文学家会根据具体情况选择合适的方法来进行测量，以获取更准确的测距结果。
这些测距方法的发展和应用为我们更深入地理解宇宙的结构和演化提供了重要的工具和数据。
哪颗星星更遥远？天体距离测量方法浅谈
哪颗星星更遥远？天体距离测量方法浅谈对物体真实大小认识的准确性，取决于对距离远近认识的准确性。
对古人来说，太阳和月亮比高山的顶峰高不了多少。
因此，太阳和月亮就不会被认为是太大的物体。
现代人认识到太阳到地球的距离为公里(km)，也就不难意识到太阳是很大很大的。
我们看到天空中的太阳只有足球大小，并不能得出太阳的大小和足球差不多的结论。
在这里距离的信息是十分重要的。
当我们想测量空间中两点的距离时，如果我们能从一点移动到另一点，测量是很容易的。
只要我们把量尺首尾相接的连续截取连接两点的线段，我们就可以得到两点的距离。
当我们不能从一点移动到另一点时，我们必须想别的办法来测。
一、视觉测量、声波或光波的传播时间一般说来，人们从日常经验可以粗略估计物体距离，房屋和人的高度是比较均匀的，如果我们知道房屋和成人在不同距离时的视觉形象大小，我们从房屋和成人的视觉形象大小可以推出其大致距离。
用几何学的方法，如三角函数和相似三角形等方法，即使我们不能从一点移动到另一点，我们仍然可以测量两点之间的距离。
如图8-14所示，我们想测量AB的距离，而我们又到不了B点。
从三角函数我们知道，AB/AC=tgθ，通过测量AC的距离和∠ACB的角度θ，我们可以得出距离AB=AC·tgθ。
在空气和水中测量两点之间的距离，我们可以用定向性很好的超声束（在空气中衰减很快，长距离不实用）来测量距离。
用声速乘以发射和接收波的时间差的一半来确定距离。
跟踪潜艇的声纳系统和海洋深度的测量就是用这一方法。
在较远的距离上用光的发射和接收反射波的时间差来测量距离也是可行的，把反射镜放到月球上，可以用激光束的发射和接收时间差来测量地球和月球之间的距离。
这一办法不能用于更远的星体，原因有以下几点：1．很难把反射镜放到更远的天体上。
2．即使天体不需反射镜，激光束的能量太弱，到达遥远天体再返回后，信号太弱不能再被检测到。
3．即使反射回的激光束能被检测，对于十几万光年或几十亿光年外的天体，一次测量的时间可能超过人类的可能存在时间，并无现实意义。
测量天体距离的激光干涉仪操作指南
测量天体距离的激光干涉仪操作指南激光干涉仪是一种常用的仪器，它能够精确测量物体的距离。
在天文学领域，激光干涉仪也被广泛应用于测量天体之间的距离。
本文将为您提供一份激光干涉仪的操作指南，帮助您在天文学研究中运用激光干涉仪进行精确的距离测量。
1. 准备工作在使用激光干涉仪之前，首先需要做一些准备工作。
确定测量的目标天体，并将激光干涉仪设定为相应的模式。
同时，确保仪器的稳定性，消除任何可能影响测量结果的干扰因素。
2. 设置参考平面激光干涉仪需要一个参考平面来确定测量的基准。
在天文学中，我们通常选择恒星作为参考平面。
通过测量天体与恒星之间的干涉条纹变化，我们可以计算出天体的距离。
3. 进行测量在设置好参考平面后，即可进行距离测量。
激光干涉仪会发出一束激光并照射到目标天体上。
激光从天体上反射回来后，会与参考激光产生干涉，形成一系列的干涉条纹。
4. 记录干涉条纹在测量过程中，需要记录下干涉条纹的变化情况。
可以使用相机或其他光学设备将干涉条纹投影到探测器上。
确保记录到清晰、准确的干涉条纹图像，以便后续的数据分析和处理。
5. 数据处理获得干涉条纹图像后，需要进行数据处理来获取天体的距离。
首先，利用图像处理软件对图像进行处理和增强，以提高数据的可靠性和准确性。
其次，通过分析干涉条纹的相位变化，利用干涉仪的原理计算出天体的距离。
6. 精度评估在进行距离测量后，需要对测量结果进行精度评估。
可以通过与其他独立的测量结果进行对比来验证数据的可靠性。
如果有必要，可以进行多次测量并取平均值，以提高测量的精确性。
总结：激光干涉仪是一种重要的测量工具，可用于测量天体之间的距离。
本文提供了一份激光干涉仪的操作指南，包括准备工作、设置参考平面、测量过程、数据处理和精度评估等步骤。
通过正确操作激光干涉仪，我们可以获取准确的天体距离数据，进一步深入研究天文学领域的问题。
在实际操作中，需要注意仪器的稳定性和准确性，以确保结果的可信度。
天文学实验中的望远镜使用和天体测量方法
县医疗卫生调研报告5篇【篇一】为进一步加强我县卫生人才队伍建设，不断提高医疗卫生服务水平，促进全县卫生事业全面、协调、可持续发展。
根据政协度工作安排，县政协调研组于6月6日至7月来，由于国家宏观政策的调整，社会事业的政策支持系统得到改善和加强，在县委、县政府的重视下，卫生事业的外部环境与内生动力明显改观，发展机遇前所未有，群众就医条件明显改善，卫生人才队伍建设的瓶颈问题有所突破。
表现在：一是人才教育培训制度化机制形成，人才梯队建设向好。
印发了《紫阳县“十百千万医疗卫生人才培训培养工程”实施方案》《紫阳县乡村医生到镇卫生院轮训学习实施方案》，按照《全县医务人员岗位大练兵大比武活动实施方案》，有计划的组织开展医、药、护、技岗位大练兵、大比武竞赛活动，提升了医护人员的技术水平。
二是人才引进渠道拓宽，政策给力。
从开始，通过农村订单定向医学生免费培养、人才振兴计划以及陕西省定向招录等招录方式充实基层网底，积极引进和聘用紧缺实用型人才和学科带头人。
三是完善人事分配制度改革，激发人才活力。
医疗机构全面建立了聘用制度和岗位管理制度，实现由固定用人向合同用人转变，县人民医院绩效考核分配方案在全市二级医院推广。
四是公益性的管理体制、竞争性的用人机制、激励性的分配机制基本形成，医务人员积极性大幅得到提升。
五是落实人性化管理模式，建立了人才成长激励机制。
对引进的人才在晋升职称、岗位选定给予相应倾斜并给安家费补助。
六是推行联合协作机制，共享优质医疗资源。
通过推进分级诊疗制度，落实“传帮带”机制，开展对口支援等形式，形成“基层首诊、双向转诊、急慢分治、上下联动”的医疗服务格局。
通过实施规范管理，积极创建，提升了全县综合医疗服务能力。
二、主要问题我县卫生计生事业虽然取得了长足发展，但卫生计生人才队伍建设与人民群众日益增长的健康服务需求还有较大差距，医学人才总量不足、临床医学人才紧缺、结构不合理、队伍不稳定的问题由来已久，已制约我县医疗卫生事业的健康发展。
第四讲 几种测量天体距离及大小的方法
是地球在其轨道上运动时的新位置。经过
若干组每隔一个火星年的观测数据的处理， 就可以确定地球在空间运动的轨道。
第四讲 几种测量天体距离及大小的方法
2.如何测量月地距离？ 如图，如果从地球上 A 点看，月球 S 刚好在地平 线上，而同时从地球上B点看，S刚好在天顶处，那 么∠S就叫做月球S的地平视差。根据一个天体的地 平视差，可以算出这个天体的距离。 ∠S可以从∠AOB算出，而∠AOB可以从地球上 A、B两点的经纬度算出。 月球S的地平视差（∠S），就是从月球S看来， 垂直于视线（SA）的地球半径（OA）所对的角。 已知地球半径R=6370 千米，月球的地平视差是 57ˊ，我们就可以计算月球离我们的距离。
第四讲 几种测量天体距离及大小的方法
3.如何测量月球半径？ 当我们已知月球离我们的距离时，就可以测定月球直径的大小。 如图，把一个五分的 硬币(直径2.4厘米)，放在离眼睛2.6米的地方，大致能够把整个月面遮住。
第四讲 几种测量天体距离及大小的方法
4.开普勒确定行星轨道的办法 为了确定地球的轨道，开普勒想出了一 条“动中取静”的妙计：从太阳、地球、 火星处于一直线上的时候开始描绘，经过 一个火星年（687天），火星又回到同一位 置，相对于恒星天球可以分别画出从地球 上观察太阳海峰
第四讲 几种测量天体距离及大小的方法
1.如何测量地球的半径？ 据说公元前三世纪时希腊天文学家厄拉多塞内斯 （Eratosthenes，公元前276—194）首次测出了地球的半径。 他发现夏至这一天，当太阳直射到赛伊城（今埃及阿斯旺城） 的水井 S 时，在亚历山大城的一点 A 的天顶与太阳的夹角为 7.2 °。 他认为这两地在同一条子午线上，从而这两地间的弧所对的圆心 角SOA就是7.2°。又知商队旅行时测得A、S间的距离约为5000 古希腊里，他按照弧长与圆心角的关系，算出了地球的半径约为 4000 古希腊里。一般认为 1 古希腊里约为 158.5米，那么他测得 地球的半径约为6340公里。
天体距离测量方法
天体距离测量方法郭鹏波 PB12203103摘要：研究了几种常用的天文学测量恒星距离的方法，包括对近距离以及对远距离的星体测量方法，区分了各种方法的适用范围，以及对星系的测量方法和最近对于哈勃常数测定的最新进展。
关键词：天体；测量；距离引言天体距离测定是天文学中最重要的工作之一，包括探究银河系结构和运动学以及宇宙大尺度结构在内的一些重要天体物理研究领域，都离不开对恒星、星系和星系团距离的尽可能准确测定。
为此，长期以来天文学家始终为多途径测定各类天体的距离而不懈努力。
测定天体的距离可有两条途径，即绝对测定和相对测定。
所谓“绝对测定”，是指无需借助其他方法就能直接测定天体的距离，如利用周年视差位移测定恒星的几何距离便是一种最基本的绝对测定方法。
而相对测定必须借助对标距天体或标距关系的“绝对定标”才能推算出天体的距离，如利用周光关系测定变星及其寄主星系的距离。
１恒星距离测定在恒星距离的测定中,不断观测天体总结规律. 当地球在 A 点时,看到某恒星在天空的A′点,当地球运动到B 点时,看同一颗恒星在B′点,这样,在1 年之内,这些描出的位点一般构成椭圆,它的长轴与黄道平行,半长轴所张的角等于恒星的周年视差,也有些特殊位置的恒星可成圆或一段直线. 我们以太阳到恒星的距离r 为弦,以地球和太阳的平均距离a 为最短边所构成的直角三角形的最小角α为周年视差,如图1所示. 恒星的周年视差可由相隔半年的 2 次恒星位置的测定计算出来. 由于恒星离太阳很远,周年视差很小,若α用弧度表示, a 用天文单位表示,则r , a ,α三者关系为r = aα.只要测出周年视差,就可以算出恒星距离r ,这种通过测周年视差来求恒星距离的方法叫做周年视差法. 测定周年视差的方法有很多,下面分别研究几种测周年视差的方法.1.1 三角视差法在天文测量中,通常取地球绕太阳公转的轨道半径(115×108km)为基线,当被测天体的视差为1角秒时(1角秒=1/3600度),该天体的距离叫做1秒差距(1pc)。
光速测量天体距离的原理
光速测量天体距离的原理光速（c）被定义为真空中光在单位时间内传播的距离。
它是一个基本的自然常数，具有约等于299,792,458米/秒的数值。
光速测量天体距离的原理是基于光在真空中的传播速度非常快，并且在常规宇宙尺度上，它会保持恒定。
在天文学中，测量天体距离的方法有很多，其中一种常用的方法是基于光的速度。
这种方法被称为三角视差法，它依赖于地球绕太阳运动所产生的视差效应。
三角视差法的基本原理是通过观察一个天体在不同时间点上的位置变化，并利用地球在它的轨道上运动来计算出天体的距离。
这种方法适用于地球附近的天体，比如太阳系内的行星、卫星、彗星等。
当我们观察一个天体时，我们会记录它在地球上两个不同位置的天文学观测。
这两个位置之间的距离就是基线（BaseLine）。
通过测量不同位置的观测结果，我们可以观察到天体在不同时间点上的位置变化。
如果我们知道地球的轨道和天体在不同时间点上的位置变化，我们可以使用三角法来计算出天体的距离。
假设天体在地球上两个不同位置的观测之间的夹角为θ，基线的长度为L，光速为c，时间的差值为Δt。
则天体的距离可以通过以下公式计算：D = L / tan(θ/2)其中，D表示天体的距离。
这个公式是根据三角形的正切关系推导出来的。
然而，实际测量中存在一些挑战。
首先，我们需要非常精确地测量观测位置和时间的差异，这对于远距离的天体来说可能是具有挑战性的。
其次，我们需要考虑到其他因素对观测结果的影响，例如地球的大气干扰和天文学仪器的误差。
这些因素可能导致观测结果的偏差。
为了提高测量的精确性，天文学家会利用多台望远镜进行观测，并进行数据处理和分析。
同时，他们也会结合其他观测方法和技术，例如星等测量、红移测量等，来验证和补充光速测量的结果。
总之，光速测量天体距离的原理是基于地球围绕太阳运动产生的三角视差效应，并利用基线的长度、观测位置和时间的差异、以及光速等参数来计算天体的距离。
这种方法在天体测距中具有重要的应用价值，对于研究宇宙结构和天体物理学等领域有着重要的意义。
太阳系的比例尺及测量方法
太阳系的比例尺测量天上距离的方法，类似于工程师测量难以到达的高度（比如山峰）的方法：选取能够实际测量的A点和B点作为基准，然后去测量无法到达的C点。
首先，测量出A点的角度，然后测量出B点的角度，因为三角形的内角和是180˚，所以减去A点和B点的角度之和，得出的就是C点的角度。
我们发现，C角是与基线相对应的，正是站在C点的观测者所看见的A、B两点的夹角，这个夹角被称为“视差”（parallax），这就是从A点看C点与从B点看C点在方向上的差距。
只要是对初等几何有所了解的人，都知道利用三角形知识很容易计算出C点（我们想要测量的遥远天体）相对A、B两点（地球上两个位置已知的点）的距离。
我们将这种测量方法进行仔细而深入的研究后会发现，对于基线AB而言，随着物体距离的拉大，视角会变得越来越小，到了一定的距离之外，视差将会变得小到难以用肉眼观察。
假如需要测量离我们很远的天体，即使将测量基准定义为赤道直径，依然发现BC线和AC 线的方向看起来基本相同。
通过视差方法测量距离有两点需要注意：第一，基线的长度；第二，测量角度的准确程度。
在所有天体中，月球到地球的距离是最近的，因此视差也最大。
如果我们将地球赤道半径作为基线，那么角度差不多是1˚，所以对月球距离的测量会相当准确。
在公元二三世纪时，托勒密就已经使用这种方法测量出了基本准确的月球到地球的距离。
不过，如果想要测量太阳或者行星的视差，还是需要依靠精密的仪器。
在测量时，我们可以选择地球上的任意两点作为基线的两端，如格林尼治和好望角这两个地方的天文台。
正如我们在前文说过的，当金星凌日发生时，地球上各个地方的天文观测机构都发布了金星凌日的出现时间和完成时间相对于它们所在位置的方向，借助这些数据就能够测量出金星或者太阳的准确距离，人们将通过视差测量距离的方法称为“三角测量法”（triangulation）。
为了测量出太阳系的大小，我们只要知道某个时刻任意一颗行星相对于我们的距离。
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的单位 ,它们的关系是
m - M = - 5 + log10 d 。
(4)
视星等 m 由观测确定 ,关键是确定恒星的绝对星等
M 。方法是 ,先拍摄距离我们较近的恒星光谱 ,恒
星的光谱和它的表面温度有关 ,按光谱的种类和强
度可以把光谱归纳为几种类型 ,分别是 O 、B 、A 、F 、
G、K、M 型 ;另一方面 ,利用视差法求出恒星的实际
离是几百万光年 ,银河系与仙女星云之间的距离 ,一 般来说 ,大约等于众星系之间的平均距离 。
图 3 赫罗图
银河系有多大呢 ? 通过测量 ,其直径约为 105 光年 ,厚度约为 104 光年 。银河系像一个扁平的盘 , 太阳系位于从圆盘中心到边缘一半的地方 。银河系 里恒星间的平均距离大约为 10 光年的数量级 ,据此 可粗略算出银河系内有大约 500 亿颗星的数量级 。
是宇宙膨胀学说 。1929 年哈勃用 215 米大型望远
镜观测到了更多星系 ,同时发现星系离我们越远 ,其
退行速度 (星系离开我们的速度) 越大 。退行速度
V 和距离 D 成正比 ,即
V = H·D 。
(5)
这就是著名的哈勃定律 , H 为哈勃常数 ,其数值约
为 50～80 千米/ (秒·兆秒差距) 。将星系中特定原
可以通过安放在地球上 A 、B 两点的两个望远镜同
时测得对 C 的两个角度 A 和 B ,算出视差 (视差为 C
对 A 、B 两点的张角) ,再测出 A 、B 两点的距离 ———
基线 ,利用三角知识就可求出人造卫星的高度 。这
·54 ·
种测量距离的方法叫三角视差法 。
在天文测量中 ,通常取地球绕太阳公转的轨道
(ly) 和秒差距 (pc) 。太阳与地球间的平均距离叫做
1 天文单位 (1AU) ,光在一年内所通过的距离叫 1
光年 (ly) ,秒差距在后面我们再作介绍 。它们的关
系是 :1 秒差距 (pc) = 3126 光年 (ly) = 206265 天文
单位 (AU) 。
一 、地球和月球间的距离 ———雷达法
子的光谱同实验室中同原子的光谱进行比较 ,就可
确定光源的退行速度并用哈勃定律算出星系的距离 。
我们今天所用的天文仪器 ,已经能深入到退行
速度为 1/ 3 光速的距离 ,也就是 30 亿光年的距离 。
如果我们能够再深入宇宙 3 倍左右 ,就会看到人类一
般理解的全部可见宇宙 ,这个距离约为 100 亿光年。
五 、银河系和相邻星系间的距离 ———变星法 变星是指视亮度会随时间变化的恒星 ,主要分 成规则性和不规则性变星 。规则性变星中有一种叫 脉动变星 ,脉动变星的光度是循环变化的 ,这是由于 恒星的自动收缩和膨胀引起的 。脉动变星因为其质 量和组成成分的不同 ,会形成不同周期 ,如造父一变 星的周期是 5137 天 。根据周期的光度变化曲线和 光谱 ,便可将恒星分类 。凡跟造父一有相同变化的 恒星统称为造父变星 ,还有天琴座 RR 变星 、室女座 W 型变星等 。分类后 ,先找出可用光谱法测量的变 星 ,测出这些变星的光度 ,发现同一类变星的光度和 周期形成一种关系 ,即光变周期越长的恒星 ,其光度 越大 ,这种关系称为周光关系 (如图 4) 。在地面上 测出变星的光变周期 ,根据周期容易从周光关系中 推出变星的绝对星等 M ,再测出视星等 m ,利用公 式 (4) 就可算出恒星的距离 。 利用变星法可测出许多河外星系的距离 ,如仙 女星云的距离大约为 200 万光年 ,大约是银河系直 径的 20 倍 。今天 ,已知的河外星云有好几百个 ,它 们在各个方向相当均匀地分布着 。相邻星云间的距
的影响 ,就可精确计算出行星的公转周期 ,再利用开
普勒定律 ,就可求出行星到太阳的距离 。例如 ,离太
阳最近的水星的公转周期为 01241 年 ,则水星到太
阳的距离为 01387AU 。海王星离太阳最远 ,距离为
30AU 。
三 、太阳和相邻恒星间的距离 ———三角视差法
在地面上 ,要测量人造卫星 (图 1C 处) 的高度 ,
二 、太阳和行星间的距离 ———开普勒定律法
开普勒定律为
T2/ d3 = 恒量 ,
(1)
式中 T 为行星的公转周期 、d 为行星到太阳的平均
距离 ,若以地球 、太阳间的距离作为 1AU ,以地球公
转周期作为 1 恒星年 ,公式可简化为
T2 = d3 。
(2)
在地球上仔细观察行星运转的轨迹 ,扣除地球公转
距离 ,再把视亮度 (视星等) 转换成真正的光度 (绝对
星等) 。以光谱 (温度) 为横轴 ,以光度 (绝对星等) 为
现代物理知识
纵轴 ,把每颗恒星绘在一张表上 ,这就是赫罗图 (如 图 3) ,它展现了恒星的光谱和光度之间的极巧妙关 系 。由图 3 可以看出 ,大部分恒星分布在从左上角 到右下角的对角线上 ,构成了主序星 ,右上角是红巨 星 ,左下角是白矮星 。如果测量恒星的距离 ,可以先 测出恒星的光谱 ,利用光谱从赫罗图上找到恒星应 有的光度 (绝对星等) ,再测出恒星的视星等 m ,利 用公式 (4) 就可算出恒星的距离 。
天体距离的测量方法
王学水 张玉梅
天体测量在天文研究中占
有重要地位 ,在不同时代 、对不
同天体有不同的测量方法 , 随
着科学技术的发展 , 天体测量
的手段也越来越先进 。由于宇宙空间广袤无垠 ,所
使用的距离单位与通常表示距离的单位也有所不
同 ,表示天体距离的单位有天文单位 ( AU ) 、光年
利用视差法 ,可以测量 300 光年范围内的天体 ,
对于更遥远的天体 ,因为视差太小 ,就无能为力了 ,
这时需要使用恒星光谱的方法 。如果星体的视星等
为 m (我们直接观测到的星等叫视星等) 、绝对星等
为 M (把所有恒星放到 10 秒差距的地方 ,观测到的
星等叫绝对星等) ,以秒差距 (pc) 作为星体距离 d
(青岛市山东科技大学 266510)
封面照片说明 国家“十五”科技攻关项目 ———三维颅面鉴定系 统 ,由辽宁铁岭 213 所研制 。该技术应用法医人类 学 、颜面解剖学与计算机三维数字图像处理技术 ,对 无名颅骨进行面貌复原 ,获得失踪者照片 ,并进行颅 骨重合核验鉴定 ,从而判定被验者身源 。该系统主 要用于杀人 、碎尸 、白骨案件侦察中的被害者身源查 找与鉴别 ,火灾 、空难 、海难 、爆炸事件中死者身源的 辨别 ,可以为刑事侦察和司法审判提供线索和证据 。
半径 (115 ×108km) 为基线 ,当被测天体的视差为 1
角秒时 (1 角秒 = 1/ 3600 度) ,该天体的距离叫做 1 秒差距 (1pc) 。若距离 d 用 pc 作单位 ,视差π用角
秒作单位 ,它们的关系是
d = 1/ π
(3)
假如我们要测量某恒星 ,可以先准确记录它此时的
位置 ,半年后 ,当地球走到轨道的另一端时再测量一
次 ,求得视差 , 利用上述公式就可算出距离 ( 如图
2) 。例如南门二的视差为 0178 角秒 ,它到地球的距
离 d = 1/ 0178pc = 1128pc = 4119 光年 。太阳和我们
周围最近的恒星间的距离大约为 10 光年的数量级 ,
这也是银河系中恒星间的平均谱法
20 世纪 60 年代 ,人们利用雷达测出了地球与
月球间的距离 。方法是把雷达束对准月球 ,发出一
个短脉冲信号 ,测出信号往返所用的时间 t ,由于雷
达信号的速度等于光速 ,利用公式 d = vt/ 2 ,即可
求出 。从地球上发出的雷达信号 ,经 2156 秒返回地
球 ,于是得出地球和月球间的距离约为 4 ×105km 。
(李博文)
·55 ·
19 卷 1 期 (总 109 期)
图 4 周光关系
六 、宇宙的大小 ———红移法
光谱研究发现 ,几乎所有星系发出的光都有红
移现象 ,所谓红移现象就是观测到的某物质的谱线
的频率比实验室测知的频率要低 。根据多普勒效
应 ,当光源离开观察者时 ,接收到的光的频率变低 ,
星系的光谱红移证明 ,这些星系正在远离我们 ,这就