第5章 天文学距离测量法
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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。
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。
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
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
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
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。
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）
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：d
测量夹角：α
周年视差
隔半年的两次 观测观测同一 颗星，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
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
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。
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
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
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。
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。
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
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
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。
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！
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
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
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
---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。
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。
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。
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
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。
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
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
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
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。
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）
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：d
测量夹角：α
周年视差
隔半年的两次 观测观测同一 颗星，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
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
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。
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
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
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。
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。
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
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
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。
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！
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
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
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
---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。
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。
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。
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