[求助]请问下科学家是如何计算出星系与我们地球之间的光年距离

方法有很多，简单的说一种，根据多普勒效应，远离我们的的星体的谱线会向红端移动（红移）。天文学家可以根据它红移的量来推断出星体到我们的距离

Ia型超新星，这是一种由白矮星变成中子星的的爆发过程，它的爆发量是一定的。也就是说，两个分别离两个星体相同的距离，看到的光度是一样的。所以可以按照你实际测出的光度来测出它的距离

背景星空的移动角大小：在1月跟7月测出恒星在背景星空的移动角度，除以二，得出半年的移动角。然后用已知的日地距离，用三角函数算。

这句话有一定道理，但这样说是不严谨的。

首先，天体力学对于天体轨道的推算的确非常精确，比如月球的运动，考虑了数以百计的因素（对我爱好者而言，恐怕也说不出其中的二十个。六大轨道根数+它们变化的趋势，其他天体的引力摄动，至于对一般人来说，这些词汇应该是不明觉厉吧）。并且在历史上得以检验，比如现在对于远古历史断代，一个相当重要的证据就是日月食的推演。

但是，如果把天体力学取得的成就无限放大也是不可取的，因为对于天体运行在精确的拟合也不过数值预报，它和现实总是存在着区别。且不说不可知因素的干扰，比如某颗恒星接近太阳系，对行星造成摄动。即便是既有体系也无法求出唯一的精确解，比如水星，有两个问题，首先它是如何达到今天3:2的自转-公转共振的，这个问题的主流观点是水星一开始是逆向自转，并且达到1:1的共振状态，然后再变化到今天顺行3:2的共振比（70%概率，另外30%是达到2:1的共振比）。另一个问题是水星未来的轨道，其实不是特别稳定，看到过一篇报道，将某个课题组对于水星轨道进行拟合，发现在未来10亿年为周期的时间里，水星有70%的概率会因为摄动离开今天的轨道，可能坠入太阳或者和其他大天体发生碰撞。当然，对我浅薄的知识，只能了解一个最终的结论，但足够回答楼主的问题，天体力学尽管是人类辉煌的成就之一，但达不到（至少是目前达不到）楼主所期许的水准。

当月任何一天星点值达到升级标准即可实现升级。

客户星级每日进行评定，根据近六个月（含当月）的业务情况评定星级，当月任何一天星点值达到升级标准即可实现升级（星级调整需要两到五日左右）。同时，我行采用“快升缓降”的评级机制，若客户星点值达到升级条件，则自动升级为评定星级；

若月末星点值达不到当前星级标准，则最长可享受一年的星级过渡期，期间客户不进行降级处理，仍享受原有星级服务。过渡期后，若客户仍未达到当前星级标准，则进行正式降级处理。

星级服务是我行根据客户的各项交易进行综合评价，从而对客户展示其评价级别并提供相应的优惠及服务。客户星级分为0至7星级，其中4星级（含）以上的客户可享受我行的星级服务。

为突出星级客户价值，提升客户体验，我行采用“快升缓降”的星级调整机制，若月末星点值达到升级条件，则自动升级为评定星级；若月末星点值达不到当前星级标准，则星级过渡期后进行降级，六、七星级客户的过渡期为一年；四、五星级为半年；三星级及以下不设置过渡期。

参考资料来源：中国建设银行-个人客户星级评定及调整规则

人们常常用“天文数字”来形容数字的巨大，事实也确实如此：

日－地距离是149 597 870千米，仙女座星系距离我们236万光年，整

个宇宙的尺度大约是15 000 000 000光年(大约合9 460 800 000 000 000米）。

这些硕大无朋的数字是什么得出的？天文学家用的是什么尺子？

从窗口望去我可以判断大街上的行人距离我多远，这依靠的是周

围的参照物和生活常识，要测量旗杆的高度可以把它放倒然后用尺子

量。然而对于天文学家来说，这些方法全都是遥不可及——的确是遥

不可及，天文学家的工作就是研究那些遥不可及的天体。那么，天文

学家是如何测量距离的呢？

从地球出发

首先来说说视差。什么是视差呢？视差就是观测者在两个不同位

置看到同一天体的方向之差。我们来做个简单的实验：伸出你的右手

拇指，交替闭合和睁开双眼，你会发现拇指向对于背景左右移动。这

就是视差。在工程上人们常用三角视差法测量距离。如图，如果我们

测量出∠α、∠β和两角夹边a（称作基线）， 那么这个三角形就可以

被完全确定。

天体的测量也可以用三角视差法。它的关键是找到合适的边长a——

因为天体的距离通常是很大的——以及精确测量角度。

我们知道，地球绕太阳作周年运动，这恰巧满足了三角视差法的条

件：较长的基线和两个不同的观测位置。试想地球在轨道的这一侧和另

一侧，观测者可以察觉到恒星方向的变化——也就是恒星对日－地距离

的张角θ（如图）。图中所示的是周年视差的定义。通过简单的三角学

关系可以得出：

r=a/sinθ

由于恒星的周年视差通常小于1°，所以(使用弧度制)sinθ≈θ。如

果我们用角秒表示恒星的周年视差的话，那么恒星的距离r=206 265a/θ。

通常，天文学家把日－地距离a称作一个天文单位（AU）。只要测量

出恒星的周年视差，那么它们的距离也就确定了。当然， 周年视差不

一定好测。 第谷一辈子也没有观测的恒星的周年视差——那是受当时

的观测条件的限制。

天文单位其实是很小的距离，于是天文学家又提出了秒差距（pc）

的概念。也就是说，如果恒星的周年视差是1角秒（1/3600秒），那么

它就距离我们1秒差距。很显然，1秒差距大约就是206265天文单位。

遗憾的是，我们不可能把周年视差观测的相当精确。现代天文学使

用三角视差法大约可以精确的测量几百秒差距内的天体，再远，就只好

望洋兴叹了。

星等的关系

星等是表示天体相对亮度的数值。我们直接观测到的星等称为视星

等，如果把恒星统一放到10秒差距的地方，这时我们测量到的视星等就

叫做绝对星等。视星等（m）和绝对星等（M）有一个简单的关系：

5lg r=m-M+5

这就意味着，如果我们能够知道一颗恒星的视星等（m） 和绝对星

等（M），那么我们就可以计算出它的距离（r）。不消说，视星等很好

测量，那么绝对星等呢？很幸运，通过对恒星光谱的分析我们可以得出

该恒星的绝对星等。这样一来，距离就测出来了。通常这被称作分光视

差法。

绝对星等是很有用的。天文学家通常有很多方法来确定绝对星等。

比如主星序重叠法。如果我们认为所有的主序星都具有相同的性质。那

么相同光谱型的恒星就有相同的绝对星等。如果对照太阳附近恒星的赫

罗图，我们就可以求出遥远恒星的绝对星等，进而求出距离。

造父变星是一种性质非常奇特的恒星。所谓变星是指光度周期性变

化的恒星。造父变星的独特之处就在于它的光变周期和绝对星等有一个

特定的关系（称为周光关系）。通过观测光变周期就可以得出造父变星

的绝对星等。有了绝对星等，一切也就好说了。

造父变星有两种：经典造父变星和室女座W型造父变星， 它们有不

同的周光关系。天琴座的RR型变星也具有特定的周光关系，因此也可以

用来测定距离。这种使用变星测距的方法大致可以测量108秒差距的恒星。

向红端移动

人们观测到，更加遥远的恒星的光谱都有红移的现象，也就是说，

恒星的光谱整个向红端移动。造成这种现象的原因是：遥远的恒星正在

快速的离开我们。根据多普勒效应可以知道，离我们而去的物体发出的

光的频率会变低。

1929年，哈勃(Hubble,EP)提出了著名的哈勃定律，即河外星系的视

向退行速度和距离成正比：v=HD。这样，通过红移量我们可以知道星

体的推行速度，如果哈勃常数H确定，那么距离也就确定了（事实上，

哈勃太空望远镜的一项主要任务就是确定哈勃常数H）。

这样，我们就可以测量到这个可观测宇宙的边缘了。

回到地球

不过还是有一个问题，这种天文学的测量如同一级一级的金字塔，

那么金字塔的地基——天文单位到底是多少呢？如果测量不出天文单位，

其他的测量就都成了空中楼阁。

天文单位的确是天文测量的基石。20世纪60年代以前，天文单位也

是用三角测量法测出的，在这之后，科学家使用雷达测量日－地距离。

雷达回波可以很准确的告诉我们太阳里我们有多远，这样一来，天文学

家就可以大胆的测量遥远的星辰了。

补充一下质量：

天体测量学方法是在目标恒星（也就是要测量行星的母星）周围直径1度范围（这个范围相当于我们看月亮的大小）内选择几颗恒星作为一个稳定的参考系，然后仔细测定目标恒星由于受到行星运动干扰而产生的相对于这个参考系细微的运动轨迹。如果在30光年远处观测太阳，由于木星和土星的引力作用，就会产生这种运动。这种观测是二维的，因而可以测出行星轨道的倾角，从而测出准确的行星质量。

雷达遥测(radar ranging)

精确决定地球与太阳平均距离(一天文单位，1 AU)，是量测宇宙距离的基础。

由克卜勒定律 ，可以推算出金星与地球的最近距离约是028 AU。在金星最近地球时，用金星表面的雷达回波 时间，可找出(误差小於一公里)

1 AU = 149,597,870 公里≈15 108 公里

测距适用范围：～1AU。

恒星视差法(stellar parallax)

以地球和太阳间的平均距离为底线，观测恒星在六个月间隔，相对於遥远背景恒星的视差 。恒星的距离d

d (秒差距，pc) = 1/ p (视差角，秒弧)

1 pc 定义为造成一秒视差角的距离，等於326 光年。地面观测受大气视宁度的限制，有效的观测距离约为100 pc (～300 光年)。在地球大气层外的Hipparcos 卫星与哈伯望远镜，能用视差法量测更远的恒星，范围可推广到1000 pc。

测距适用范围：～1,000 pc。

光谱视差法(spectroscopic parallax)

如果星体的视星等为mV，绝对星等MV，而以秒差距为单位的星体距离是d。它们间的关系称为距离模数

mV - MV = -5 + log10d

如果知道恒星的光谱分类 与光度分类 ，由赫罗图 可以找出恒星的光度。更进一步，可以算出或由赫罗图读出恒星的绝对星等，代入距离模数公式，即可以找出恒星的距离。

因为主序星的分布较集中在带状区域，所以光谱视差法常用主序星为标的。利用邻近的恒星，校准光谱视差法的量测。另也假设远处的恒星的组成与各项性质，大致与邻近恒星类似。误差常在25% 以上，。(注：本银河系直径约30 Kpc)

测距适用范围：～7Mpc。

例： 若某恒星的视星等为+15 ，其光谱判定为G2 V 的恒星‘i从赫罗图读出该星的绝对星等为+5 ，代入距离模数公式15 - 5 = 5 log d - 5 ，求出该星的距离d= 1000 pc = 3260 光年。

变星

位在不稳定带的后主序带恒星，其亮度有周期性的变化(周光曲线)，而综合许多变星的周光关系，可以发现变星亮度变化周期与恒星的光度成正比(参见周光关系) 。用来做距离指标的变星种类主要有造父变星(I 型与II 型)与天琴座变星。

测定变星的光谱类别后，由周光图可以直接读出它的光度(绝对星等)。由变星的视星等和绝对星，利用距离模数公式，

mV - MV = -5 + log10d

即可定出变星的距离。目前发现，最远的造父变星 在M 100，距离我们约17 Mpc。

测距适用范围：～17 Mpc。

超新星

平均每年可以观测到数十颗外星系的超新星。大部份的超新星(I 型与II 型) 的最大亮度多很相近，天文学家常假设它们一样，并以它们做为大距离的指标。

以造父变星校准超新星的距离，以找出I 型与II 型星分别的平均最大亮度。由超新星的光度曲线 ，可以决定它的归类。对新发现的超新星，把最大视亮度(mV) 与理论最大绝对亮度(MV) 带入距离模数公式，即可找出超新星的距离。

II 型超新星受外层物质的干扰，平均亮度的不确定性较高，I 型超新星较适合做为距离指标。

测距适用范围：> 1000 Mpc。

Tulley-Fisher 关系

漩涡星系的氢21 公分线，因星系自转而有杜卜勒加宽 。由谱线加宽的程度，可以找出谱线的位移量Δλ，并求出星系的漩涡臂在视线方向的速度Vr，

Δλ/λo = Vr/c = Vsin i/c

i 为观测者视线与星系盘面法线的夹，由此可以推出漩涡星系的旋转速率。Tulley 与Fisher 发现，漩涡星系的光度与自转速率成正比，现在称为Tulley-Fisher 关系。

量漩涡星系的旋转速率，可以知道漩涡星系的光度，用距离模数公式，就可以找出漩涡星系的距离。Tulley-Fisher 关系找出的距离，大致与I 型超新星同级，可互为对照。

注：现常观测红外线区谱线，以避免吸收。

测距适用范围：> 100 Mpc。

哈伯定律

几乎所有星系相对於本银河系都是远离的，其远离的径向速度可用都卜勒效应来测量星系的红位移 ，进而找出星系远离的速度。

1929年Edwin Hubble得到远离径向速度与星系距离的关系

哈柏定律

Vr = Hd

其中

Vr = 星系的径向远离速度

H = 哈柏常数=87 km/(secMpc)

d = 星系与地球的距离以Mpc 为单位。

哈柏定律是一个很重要的距离指标，量得星系的远离速度，透过哈柏定律可以知道星系的距离。

例:

室女群(Vigro cluster) 的径向远离速度为 Vr ＝1180 km/sec， 室女群与地球的距离为 d = Vr/H = 1180/70 = 168 Mpc。

测距适用范围：宇宙边缘。

其他测距离的方法

红超巨星

假设各星系最亮的红超巨星绝对亮度都是MV = -8 ，受解析极限的限制，适用范围与光谱视差法相同。

测距适用范围：～7Mpc。

新星

假设各星系最亮的新星，绝对亮度都是MV = -8 。

测距适用范围：～20 Mpc。

HII 区

假设其他星系最亮的HII区之大小，和本银河系相当。(定H II区的边界困难，不准度很高)

行星状星云

假设星系行星状星云，光度分布的峰值在MV = - 448。

测距适用范围：～30 Mpc。

球状星团

假设星系周围的球状星团，光度分布的峰值在MV = - 65。

测距适用范围：～50 Mpc。

Faber-Jackson 关系、D-σ关系

Faber-Jackson 关系与Tulley-Fisher 关系类似，适用於椭圆星系。Faber-Jackson 关系：椭圆星系边缘速率分布宽度σ的四次方与星系的光度成正比。

D-σ关系：椭圆星系边缘速率分布宽度σ与星系的大小D 成正比。

测距适用范围：> 100 Mpc。

星系

假设其他更远的星系团，与室女星系团中最亮的星系都具有相同的光度MV = -2283。

测距适用范围：～4,000 Mpc

首先我们来说说如何点星，点星的基础可遇而不可求，如果星星在你3米以内基本是没有问题，如果离的比较远那就没有办法了因为输在了起跑线，但是如果是和同一起跑线上的队伍一起冲过去点的时候，那么机会来了，注意哦！！！

每当临刷星的最后一分钟我们就要开始在心里默念读秒了，尤其是最后几秒的时候眼睛都不能眨~呼呼~要看着周围在那一瞬间星星是否刷在了你的附近！当我们冲过去看到星星的时候再点恐怕已经晚了，所以我看只要看到星星身体任何一个位置的时候就点一下（不要平凡点击，否则会平凡刷出对话框）这个时候不要犹豫，手或鼠标马上向右移动。手或鼠标基本就落在了“我是来挑战你的”位置点击-----恭喜你 点进去了!

如果你的手稍微有点滑落或不小心点在了“再见”的位置上（因为花花以前就犯过这样的错误）也没有关系，我们来等看对方是否能杀死，如果灭队。好 我们的机会来了，下面花花就说说如何抢星！

当星星被挑战时在星的头顶上方会出现一个战斗标志：两把匕首！这个时候我们可以切进去查看杀星过程！当感觉对方即将灭队时退出观看等待时机！

战斗标致消失的那一瞬间以最快的速度点星，然后手或鼠标向右移动落在：我是来挑战你的位置，PS 心不能慌手不能滑，不要激动，直接按下去！然后眼前一黑，不好意思不是停电了，是你点进去了，恭喜你，可是挑战吧！！！

这个方法很好用花花也是在游戏中不断揣摩还和高人借鉴的来的结果，反复实验后确实不错！>

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