科學家如何確定天體的距離和重量？

計算雷射的光速，然後找到它從月球反射回來所需的時間。

三角視差是所有天體距離測量的基礎，迄今為止，已經用這種方法測量了10,000多顆恆星。 我們知道，在天體物理學中，物體的質量是乙個非常重要的指標，它決定了關於物體的大量資料。 因此，科學家們一直關注如何計算這些物體的質量。

對於不同的恆星，科學家們發現了不同的方法。

據估計，宇宙中有一半的恆星是雙星系統。 這對科學家來說絕對是個好訊息。 就像我們計算太陽系行星和太陽之間的距離一樣，我們可以使用克卜勒第三定律來做到這一點。

克卜勒第三定律指出，行星繞太陽公轉軌道的平方與其軌道半徑的立方成正比，也適用於太陽系外的恆星。

在這種情況下，兩者之間的距離，圍繞質心的時間段，引力常數，這意味著如果你知道兩者之間的距離，你就可以找到質量的總和。 然後根據兩顆恆星之間的距離與質心或都卜勒效應或類似的東西（無論如何有很多方法可以做到這一點）的比率，您可以計算它們各自的質量。 所以現在唯一未知的是它們之間的距離。

這並不難。 如果兩顆恆星相距很遠，望遠鏡可以區分它們，那麼資料就很容易獲得。 如果距離比較近，就需要用光譜等方法進行計算，雖然有點複雜，但也可以得到資料。

當然，宇宙中有一半的恆星都不是雙星，那麼如何計算它們的質量呢？

<>通過不斷的研究，科學家們發現恆星的延遲質量與其光度直接相關，這一定律被稱為恆星的質量-光關係。 利用光度和銀震顫質量之間的關係，我們可以計算出它的質量。 當然，需要注意的是，這種方法適用於普通的主序星，但不適用於紅巨星或變星。

這已經不重要了，因為幾乎90%的恆星都可以用這種方式計算它們的質量。

計算這些恆星引數的原理與尋找上公升系外行星的原理相同，即如果距離使得無法直接測量，則尋找其他參考天體來協助測量。 最好的參考是雙星系統。 通常，雜訊流體採用各種雜訊測量或量和計算方法，如三角視差測距、角徑距離、亮度距離、光傳播距離、橫向移動距離等。

必須用科學手段來計算，主要方法是利用萬有引力定律和牛頓運動定律來估計天體的質量，用天體真簧頭的半徑和表面重力的加速度來估計天體的質量，用克卜勒第三微分定律來估計天體的質量。

牛頓的引力公式 f=gmm r 2，其中 f 是萬有引力，g 是萬有引力常數，m 和 m 是兩個物體的質量，r 是兩個物體之間的距離。

目前，通常使用摻雜效應來測量，然後使用哈勃定律來計算距離。 過去，大部分視差都被使用。 例如，“地球半徑”用於檢查恆星在南極和北極的位置。

當然，不一定要在北極和南極，只要兩點用地心連線起來，然後用幾何關係來計算距離就行了。 在計算出靠近地球的恆星後，我們可以使用一顆恆星作為參考，並結合地球軌道的半徑來測量其他恆星。 這些幾何過程相對複雜，但絕對可行。

我當時看到了，但現在忘記了。 造父變星是一種亮度週期性變化的恆星。 美國天文學家通過觀察側面發現了造父變星直徑的變化，並能直接計算出它與地球的距離。

這將有助於更精確地測量每個星系與地球之間的距離，從而“校準”膨脹率。 已經觀察到造父變星像“深呼吸”一樣膨脹和收縮，從而產生光線變化。 造父變星的光周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。

視差法，視差法是德國天文學家貝塞爾發明的一種計算行星與地球距離的方法。 他的原理是，當人眼觀察一顆距離地球約100光年的行星時，這顆行星會移動一定距離，而行星會移動一定距離。

地球和太陽之間的距離是乙個天文單位。

在計算某個天體到太陽的距離時，它們之間的距離非常遠，比地球到太陽的距離還要遠得多。 因此，可以近似地認為距離 d 近似等於從地球到這個天體的距離。 在圖中，當角度 p 是三角形的弧秒時，它是天文學中長度的測量單位。

使用視差法測量距離需要望遠鏡的組合，這些望遠鏡只有在測量 50 光年內行星與地球之間的距離時才能準確。 知道了兩顆恆星到地球的距離以及它們之間的角度，我們就可以計算出兩顆恆星之間的距離。 隨著天文學愛好者的增加，天文學和地理不再是少數人談論的話題。

如果你足夠細心，你一定會發現，當所描述的恆星不是地球時，通常有乙個統一的引數，那就是恆星與地球的距離。 然而，這個距離單位並不是人們經常使用的公里，而是一束光在一年內在地球上傳播的距離，即一光年。

科學家使用三角函式和視覺間隙來計算天體與地球的距離。 這肯定有一些錯誤，但不會太多。

三角視差是科學家最常用的測距方法。 科學家通過大量實際觀測資料，結合相關理論計算出結果，雖然由於觀測水平的限制，可能會有一定的誤差，但總體來說，科學家給出的資料是相當可靠的。 出現錯誤。

目前一般通過摻雜效應來衡量，然後用哈勃定律計算距離。

過去大部分使用的視差，比如用地球的半徑來看星星在南極的位置和星星在北極的位置，當然也不一定非要在北極和南極，只要兩點是以地心連線起來的， 然後用幾何關係來計算距離，計算出離地球很近的恆星後，我們可以用一顆恆星作為參考，結合地球軌道的半徑來測量其他恆星，這些幾何過程比較複雜，但絕對可行。我當時看到了，但現在我忘記了。

知道了兩顆恆星與地球之間的距離以及它們之間的角度，我們就可以計算出兩顆恆星之間的距離。 隨著天文學愛好者群體的不斷壯大，天文學和地理不再是極少數人談論的話題。 如果你足夠細心，你一定會發現，當所描述的恆星不是地球時，通常會出現乙個統一的引數，那就是恆星與地球之間的距離。

但是，這個距離單位並不是人們經常使用的公里數，而是一束光在地球上一年所行進的距離，也就是一光年。

我敢肯定，沒有人會認為一光年是乙個時間單位。 畢竟現在是2020年，所以，你們有沒有疑問科學家是如何計算這些恆星和地球之間的距離的，它們通常是數十億光年，我認為這個距離很遠，這些計算可靠嗎？ 我們可以通過光年和公里之間的轉換來具體感知這個問題的答案，一光年的距離實際上大約是9 7萬億公里，大約是6萬億英里。

與我們通常在路上以相同速度行駛時遇到的困難不同，光年具有非常高的精度，可以在宇宙的任何空間中保持恆定的速度。 在真空中，光可以以每小時 1079252849 公里的速度傳播。 一光年的距離實際上等於速度乘以地球上一年的小時數。

轉換：1079252849 8766 9 5 萬億公里左右，或 5878625370000 英里。

對於像月球這樣近的行星的雷射測距方法可以完成這項任務。 例如，太陽系中一些行星的距離可以根據克卜勒定律進行計算，而三角視差法可以非常精確地計算出來。 稍微靠近太陽的恆星也可以使用三角視差法進行計算。

這種方法可以計算出距離地球幾百光年以內的行星與地球之間的距離，但隨著距離的增加，測量的精度會顯著降低。 對於更遙遠的天體，科學家還根據造父變星的周長關係，以及星團與地球的距離來測量一些星系，仙女座星系是用來確定距離的方法。 哈勃望遠鏡中使用了乙個稍遠的星系，科學家們觀察到該星系正在遠離我們，這個距離導致它向地球傳播光。

紅端偏移越來越像光譜線，波長越來越長，稱為紅移。 科學家可以通過測量光的紅移來測量遙遠星系與地球的距離。

電磁波可以由雷達發射，然後根據電磁波與天體接觸並反射回來所需的時間進行計算。

造父變星是一類高光度週期性脈動變數，其亮度隨時間週期性變化，天體的距離可以根據造父變星的圓周光關係來確定。