科學家如何計算星系與地球的距離

造父變星是一類週期性改變亮度的恆星。 美國天文學家通過觀察側面發現了造父變星直徑的變化，從而可以直接計算出它與地球的距離。 這將有助於更準確地測量星系與地球的距離，從而“校準”膨脹率。

已經觀察到造父變星等恆星會膨脹和收縮，就好像它們在深呼吸一樣，產生光的變化。 造父變星的發光週期與它們的真實亮度有關，因此從地球上觀測到的亮度與它們與地球的距離有關。 如果已知造父變星與地球之間的確切距離，則可以使用其他造父變星的視星等和絕對光度資料來計算這些變星的距離，從而確定它們所在的星系與地球之間的距離。

星系距離是計算宇宙膨脹率的基礎。 然而，離地球最近的造父變星北極星距離地球也有幾百光年，用傳統的視差方法很難直接測量它的距離。 科學家只能間接估計包含造父變星的星座的距離，然後推斷其他星系的距離。

美國加州理工學院帕洛瑪天文台的科學家在英國《自然》雜誌上報道，他們利用“光學干涉測量”技術，讓兩台小型望遠鏡發揮一台大型望遠鏡的成果，直接觀測造父變星“雙子座澤塔”的膨脹和收縮。 Zeta Gemini是迄今為止發現的最亮的造父變星之一，距離地球約100公尺。 光年。

使用其大小變化和亮度資料，您可以直接計算出與地球的確切距離。 在此基礎上，科學家可以更精確地計算出其他包含造父變星的星系與地球的距離。

它是根據勾股定理計算的。

首先，你需要找到兩個點，同時觀察乙個星系或天體。

為了進行觀察，使用複雜的測角儀來測量在這兩個點上觀察物體的角度。

然後，計算這兩點之間的距離。

當我們得到兩個角和兩點之間的距離時，我們可以根據勾股定理計算出兩點與天體之間的距離---即知道一條邊的長度和等腰三角形的兩個相等角，我們就可以很容易地找到兩條相等邊的長度。

當然，前提是可以準確測量兩點之間的角度和長度。 過去，當測角儀還沒有那麼複雜的時候，有些人用了另一種誇張的方法，測量一年內天體的距離，即觀察地球公轉在相應點時的側向角度。

從理論上講，同一臺天文望遠鏡在每小時觀測一次天體並計算出地球公轉和自轉引起的位移和觀測角度後，就可以計算出天體的距離。

當我們談論星星之間的距離時，總感覺特別遙遠，但是我們怎麼知道星星有多遠呢？ 計算星系。

有很多方法可以保持彼此的距離，下面我將與大家分享其中的三種。

1.視差你有沒有注意到，當你向行駛中的車輛的窗外看時，你附近的物體會飛走，而遠處的物體似乎移動得很慢？ 這稱為視差效應。 同樣，地球在地面上旋轉。

，靠近地球的恆星的位置總是會從乙個地方移動到另乙個地方，而遙遠的恆星似乎正在遠離地球。 利用這種孝道原理，天文學家可以更準確地計算出繞地球執行的恆星之間的距離。 假設有一條線叫做 AB，我們稱之為基線，基線越長，可以測量的距離就越遠。

因此，你可以拍一張目標行星的照片，等到一段時間後，再比較兩張照片中星系之間的差異，這些不同線連線的角度就是視差。

2.標準燭光法基於大小。

m） 亮度 （b） 光度 （i） 可以看出這個概念：

星等：描述天體的亮度，絕對星等：距物體10pc處的m星等;

亮度：地球上的時間單位。

該區域天體接收到的輻射量;

光度：乙個天體單位時間內的輻射總量;

它們之間的關係：m1-m2=

3.光譜紅移法 根據哈勃定律，星系紅移得到的星系回歸速度v與星系的距離d成正比。

結果表明，v=h0為哈勃常數，回歸速度與紅移z有關。

總之，宇宙浩瀚無垠，美妙壯麗。 i科學家。

我一直在研究和測量星系之間的距離，以拓寬我們無限的知識，天文學真的不是普通大腦能學的東西，這些方法也都歸納起來，希望對大家有所幫助，請批評和糾正。

你非常廣闊，非常美麗，所以宇宙之間星系的距離是以光年為單位的。 光年搜尋是長度的單一鍵。 它用於計算恆星的距離。

每個星系之間的距離是通過雷達測量的，也是通過一些反射元素來估計的。

用勾股定理計算非常困難，計算的數字中可能存在一些差距。

導語：宇宙中有很多星系，比如地球在太陽系，太陽系在銀河系，但實際上宇宙中有很多星系。 所以星系之間的距離也很重要，那麼科學家是如何測量星系之間的距離的呢？

事實上，在日常生活中，人們也可以測量從乙個物體到另乙個物體的距離，而更簡單的方法是人們在觀察乙個物體時。 當物體越來越小時，它們離人越來越遠。 或者同樣發光的物體，隨著與人的距離越來越遠，亮度越來越暗，這也是一種測量方式。

星系距離之間的關係可以通過觀察星系撞擊地球時的光線來判斷，而光年也是距離的單位，因此星系之間的距離可以在這個過程中測量出來。 當然，外太空其實還有一架哈勃望遠鏡，哈勃望遠鏡可以觀測到非常遙遠的星系，沒有任何雜質和障礙物，而這時候，星系之間的距離可以通過光波的紅移現象來測量，這也是乙個不錯的方法。 其他人則通過固定恆星的位置來測量，這使他們能夠測量更遠的星系的距離。

事實上，對星系的研究對地球和人類都具有重要意義。 畢竟銀河系有很多種，銀河系中總會有乙個類似地球的系統，說不定會有適合居住的環境，畢竟是概率問題。 此外，星系之間的距離也可以用來評估宇宙的大小，從而可以判斷宇宙的變化，所以研究這些東西是很有意義的。

有時人們會研究宇宙環境，這也有助於改善他們的情緒。 您也可以在日常生活中了解它，以便更好地了解人們生活的地球環境。

通過算術計算，這些科學家對星系的距離和星系的重要事物非常謹慎。

主要根據週期的亮度來判斷，距離比較長，用造父變星計算。

科學家能夠根據星系的亮度進行計算，並能夠從造父變星變數中計算出來。

近一點的星星，視差法，和眼睛分辨遠近，如果把整個地球當成乙隻眼睛來觀察，就能看到很遠的地方。

越遠，造父變星就跟區分燈泡的距離是一樣的，越遠越暗，近越亮，距離是可以估算的。

無論走多遠，都是測光的紅移，一束光的波長可以通過吸收光譜來判斷，然後可以測量光束到達地球時的波長。

它是由計算機通過接收這些星系發出的電磁波和衰減程度來計算的。

它可以通過雷達或散射雷射等技術直接估計和測量，他可以使用三角測量法或尺子來創建造父變星或紅移。

這一切都是由科學家通過我們目前擁有的一些資料來推斷和計算的。

星系之間的距離是如何測量的？ 有什麼手段？ 一起來看看吧！

望著行駛中的車輛的窗外，你有沒有注意到你附近的東西正在飛走，而遠處的東西似乎在緩慢移動？ 這稱為時差效應。 同樣，當地球自轉時。

，接近地球的恆星的位置總是從乙個地方移動到另乙個地方，而遙遠的恆星似乎離地球很遠。 利用這一原理，天文學家可以更準確地計算出圍繞地球執行的恆星之間的距離。 例如，有一條名為 ab 的線，我們稱之為基線。

基線越長，可測量距離越遠。 因此，您可以拍攝目標行星的照片，一段時間後，您可以再拍攝一張並比較兩張照片中星系之間的差異。 這條不同線連線在一起的角落是時差。

抬頭仰望天空時，有些星星看起來比他亮得多。 古希臘。

天文學家希波克拉斯注意到了這一點，他在西元前 150 年致力於根據恆星的亮度對恆星進行分類。 這種根據地殼亮度對恆星進行分類的稱為時間星等。 今天，為了容納我們擁有的大量天文資料，我們調整了希波克拉斯的尺度，創造了乙個更複雜的尺度。

在這個尺度上，恆星的亮度越低，它的凝視就越大，依此類推。 哈勃望遠鏡觀測到的一些恆星的視星等。

它可以上公升到30，太陽看到的星等為。

星系離我們很遠，星系之間的距離是以光年為單位的。 在銀河系之外。

最近的兩個星系是大麥哲倫星雲和小麥哲倫星雲，它們分別距離地球約170,000光年和200,000光年。 在宇宙尺度上，它們位於銀河系“家”的入口處，銀河系的夥伴星系。 大麥哲倫星雲和小麥哲倫星雲是最早被發現的兩個銀河系外星系。

三角視差：測量天體之間的距離並不容易。 天文學家根據距離將要測量的物體分為幾個等級。

對於離我們較近的物體，它們的距離不超過 100 光年（1 光年 = ？）。 1012公里）。天文學家使用三角視差測量它們的距離。

三角視差方法是將被測物體放置在超三角形的頂點。 在地球繞太陽公轉直徑的兩端是三角形的另外兩個頂點。 通過測量從地球到該天體的視角，然後測量地球繞太陽軌道的已知直徑，我們可以根據三角形公式計算出該物體到我們的距離。

對於遙遠的物體，我們不能使用三角視差來測量它與地球的距離，因為它們的視差在地球上不再準確。

它可以用雷射測量。 最好的方法是使用雷射、雷達、現場測量和光年，這樣你就可以計算出星系之間的距離。

游標。 星系之間的距離可以通過兩個游標的計算來獲得，這是最準確的，並且會更好地知道星系的距離。

三角視差法。

測量天體之間的距離並非易事。 天文學家根據距離將要測量的物體分為幾個等級。 天文學家測量離我們更近的天體的距離，距離我們不超過 100 光年（1 光年公里）。

三角視差法是將測得的天體放在乙個大三角形的頂點，地球繞太陽公轉直徑的兩端是三角形的另外兩個頂點。 稍遠的天體無法通過三角視差來測量它與地球的距離，因為不再可能準確測量它們在地球上的視差。

移動星團法。

這時，我們需要用運動學的方法測量距離，在天文學上也叫移動星團的方法，根據它們的速度來確定距離。 然而，運動學也必須用於假設移動星團中的所有恆星都在銀河系中以相等和平行的速度運動。 銀河系以外的天體不能通過運動學方法來確定它們與地球的距離。

造父變星視差法（標準蠟燭法）。

物理學中有乙個關於光度、亮度和距離之間關係的公式。 s∝l0/r2

測量天體的光度 l0 和亮度 s，然後使用此公式已知天體的距離 r光度和亮度有不同的含義，亮度是指我們看到的發光體有多亮，這是我們在地球上可以直接測量的東西。 光度測量是指發光物體發光的能力，關鍵是要嘗試了解它以獲得距離。

天文學家勒維特發現了“造父變星”，它們的發光週期和光度之間有明確的關係。 寬度可以通過測量其光周期來確定，然後可以找到距離。 如果銀河系外的星系中有造父變星，那麼我們就可以知道這個星系和我們之間的距離。

當然，對於有或沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠的星系，他們必須找到另一種方式。

三角視差和造父變星視差是兩種最常用的測距方法，前者測量幾百光年，後者測量幾百萬光年。 在中間區域，使用統計和間接方法。 最大的測量尺度是哈勃定律方法，大約為100億光年。

哈勃定律方法。

1929年，埃德溫·哈勃（Edwin Hubble）研究了銀河系外星系的徑向速度和距離之間的關係。 當時，只有46個星系外星系有徑向速度可以使用，其中只有24個有計算距離，哈勃推導出徑向速度和距離之間大致呈線性比例關係。 現代精確觀測證實了這種線性比例性。

v = h0×d

其中 v 是後退速度，d 是星系的距離，h0 = 100h0km s-1mpc（h0 的值為 0