星球离我们那么遥远,它们与地球的距离是如何计算出来的?这里告诉你答案

在我們日常生活中, 當我們要測量兩個地方的距離, 最好的辦法就是從兩個地方都走一遍, 這樣才能知道這兩個地方之間的實際距離, 在人類歷史測量史上, 最偉大的壯舉莫過于測量地球與月球之間的距離, 在人類登月之前, 人類一直都不知道月地之間的實際距離, 后來在登月計劃中有一個項目就是測量月地距離, 就是在月球上放一塊鏡子, 然后通過激光往返時間測得月地之間的實際距離。

然而讓人感到奇怪的是, 在宇宙中很多星球人類都無法達到的, 但是人類都能說出它們與地球的距離, 這些星球離我們那么遙遠, 它們與地球的距離是如何計算出來的呢?


地球與月球之間的距離是30萬公里, 是目前人類唯一可以求證的星體距離


人類還測量出地球與太陽, 太陽系中其他星體的距離

宇宙中的星體數不勝數, 如果以地球為中心的話, 那么有些星球距離地球很近, 有些地球距離地球很遠, 比如太陽系中的其他行星距離地球很近, 而像銀河系、仙女座星系甚至更遙遠的星系, 它們與地球之間的距離非常遙遠, 不管是近還是遠, 人類依然知道它們的距離, 目前人類可觀測到的宇宙距離遠達100億光年以外, 對于宇宙中星體與地球的距離, 人類會根據不同距離使用不同的測量方法, 如今人類已經總結出四種不同的測量方法,

分別是三角視差法、分光視差法、造父變星視差法, 哈勃紅移法, 這四種方法分別可以測量近距離、中等距離、遠距離和超遠距離的宇宙距離。


宇宙中的星體數不勝數


哈勃望遠鏡拍到的宇宙奇特星云

首先說說三角視差法, 所謂的三角視差法就是利用不同的視點對同一個物體視差進行車輛距離的方法。 三角視差法一般適用測量100光年以內的星體, 如果超過這個距離那么三角視差法會出現較大的誤差, 所以不適用。 那么如何簡單理解三角視差測量方法呢?比如在天空中選擇兩顆星體, 分別明明為A星和B星, 然后記錄地球在某一天的位置A地, 然后半年之后再記錄地球運轉后的位置B地, 這個時候A地B地與A星、A地B地與B星都會形成一個視差角度, 由于我們已經知道地球距離太陽的距離, 所以就可以測量出地球與A星和B星之間的距離, 如果不理解這段話,

可以參考下圖。


三角視差法示意圖


?

然后再來說說分光視差法, 所謂的分光視差測量方法就是利用恒星光譜中某些譜線的強度比和絕對星等的線性經驗關系,

然后在通過距離模數公式 mv ? Mv = 5lgd ? 5求出恒星之間的距離。 可能大家對這里面的術語理解起來非常的困難, 為了能夠讓大家明白這種測量方法, 在這里舉個例子。 例如, 在夜空中觀測到一顆視星為+15 的恒星, 之后科學家使用光譜判這顆恒星為G2 V級別的恒星, 然后使用H-R圖對這款恒星進行再次判斷, 可以知道這款恒星的絕對星等為+5 , 得出了這些數據, 在使用公式 mv ? Mv = 5lgd ? 5, 然后即可以求得距離。 分光視差法的測量范圍比較遠, 一般3萬光年以內的星體都可以使用這種測量方法進行測量。


分光視差法示意圖


分光視差法效果圖

那么又什么是造父變星視差法呢?要理解這個定義,首先要弄明白什么是造父變星,造父變星其實也是宇宙中的一種星體,稱之為“變星”,變星的亮度會隨著時間的變化而呈現出周期性變化,人類就是利用這種星體的亮度周期性變化確定星團、星系之間的距離,由于它可以測量不同星系之間的距離,因為又被稱為“量天尺”。那么造父變星視差法的工作原理是怎么樣的呢?首先人類需要測量出一顆造父變星的光變周期,然后在求這顆變星的絕對亮度值,最后通過視亮度與距離的平方成反比的規律,最終測量出視星等算出距離。造父變星視差法的測量范圍幾百萬光年到幾千萬光年不等的距離。


圖為宇宙中的造父變星


造父變星用測量星系之間的距離

宇宙的大是人類無法想象的,造父變星視差法可以測量上千萬光年距離的星體,那么那些上億光年距離的星體又是如何測量的呢?對于距離超過1億光年的星體,當然是使用哈勃紅移測量法,在人類歷史探索中,發現了一條規律:河外星系光譜均呈現紅移,且紅移量與到地球的距離成正比,這就是哈勃定律,也稱為哈勃紅移定律,簡單點說,距離地球越遠的星體,移動的速度越越快,紅移量也就越大,只要測出這些星體的紅移速度,在根據哈勃紅移定律,就能夠測量出它的相對距離,雖然這些距離無法證實,但是對于人類研究宇宙深空中的星體還是有著很大幫助的。


哈勃紅移測量法示意圖


哈勃紅移測量法

當然,除了以上這些測量方法,星體測距還有很多種方法,比如,威爾遜-巴普法,星際視差法,力學視差法,星群視差法,統計視差法,自轉視差法,激光測距法等等,有時候當人類使用單一的方法無法確定地球與某個星體的距離的時候,會綜合使用幾種方法對同一星體進行測量,然后在進行綜合的分析,最終得出最接近真實距離的那個答案。


分光視差法示意圖


分光視差法效果圖

那么又什么是造父變星視差法呢?要理解這個定義,首先要弄明白什么是造父變星,造父變星其實也是宇宙中的一種星體,稱之為“變星”,變星的亮度會隨著時間的變化而呈現出周期性變化,人類就是利用這種星體的亮度周期性變化確定星團、星系之間的距離,由于它可以測量不同星系之間的距離,因為又被稱為“量天尺”。那么造父變星視差法的工作原理是怎么樣的呢?首先人類需要測量出一顆造父變星的光變周期,然后在求這顆變星的絕對亮度值,最后通過視亮度與距離的平方成反比的規律,最終測量出視星等算出距離。造父變星視差法的測量范圍幾百萬光年到幾千萬光年不等的距離。


圖為宇宙中的造父變星


造父變星用測量星系之間的距離

宇宙的大是人類無法想象的,造父變星視差法可以測量上千萬光年距離的星體,那么那些上億光年距離的星體又是如何測量的呢?對于距離超過1億光年的星體,當然是使用哈勃紅移測量法,在人類歷史探索中,發現了一條規律:河外星系光譜均呈現紅移,且紅移量與到地球的距離成正比,這就是哈勃定律,也稱為哈勃紅移定律,簡單點說,距離地球越遠的星體,移動的速度越越快,紅移量也就越大,只要測出這些星體的紅移速度,在根據哈勃紅移定律,就能夠測量出它的相對距離,雖然這些距離無法證實,但是對于人類研究宇宙深空中的星體還是有著很大幫助的。


哈勃紅移測量法示意圖


哈勃紅移測量法

當然,除了以上這些測量方法,星體測距還有很多種方法,比如,威爾遜-巴普法,星際視差法,力學視差法,星群視差法,統計視差法,自轉視差法,激光測距法等等,有時候當人類使用單一的方法無法確定地球與某個星體的距離的時候,會綜合使用幾種方法對同一星體進行測量,然后在進行綜合的分析,最終得出最接近真實距離的那個答案。

点击关闭