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恒星距离的测量方法 利用视差法测恒星间距天文学家利用三角视差法、分光视差法、造父周光关系测距法、哈勃定律方法、谱线红移测距法，测定恒星与我们的距离。恒星距离的测定，对研究恒星的空间位置、求得恒星的光度和运动速度等，均有重要的意义。1838年，人类从生活的经验中首先想到了测定星体的距离，当时所用的方法就是今天要介绍的“视差法”。 三角视差法测恒星间距是一切天体距离测量的基础，至今用这种方法测量了约10，000多颗恒星。 视差就在我们身旁。试看看远处的一个物体，在鼻子前举起一直手指，并且闭上一只眼，用另一只眼观看，反复交换两只眼，会发现相对于时钟，手指好像跳了位置。这就是视差。把手伸直，你会发现跳变的位置好像小了一点。因为有视差，我们才能分辨物体的远近，产生距离感。用在测距方法上，两眼之间的距离叫做“基线”，手指与两眼所成角叫做 “视差角”。如左图所示： 在地球上观测恒星也有视差现象。此时基线就是地球轨道的直径，被观测恒星的视差就是太阳、恒星与地球所形成的内角P，随着地球公转，恒星就如下图所示出现周年视差运动，恒星距离我们愈近(d)，视差p就愈大，反之亦然。 由于大部分的恒星的距离实在太远，视差都非常小。离我们最近的恒星(半人马比邻星)的视差只有0.75角秒，连1角秒(1/3600度)也不到。加上地面观测，大气影响，误差很大。所以视差法只适用于度量300光年以内的恒星距离。 秒差距(ParSec)是天体距离的单位，有视差(Parallax)及角秒(Arc-Seconds)连个英文合成，简称PC，是周年视差P的倒数1/P。天体的周年视差为1角秒时，他距离我们为1秒差距。由于1角秒所对应的两条边的长度差异完全可以忽略，因此，这个三角形可以想象成直角三角形，也可以想象成等腰三角形。 1秒差距 = 206265A.U. = 3.26光年。如上图所示，推导方法：1、当P很小(=1角秒)，R=R。因此，设定P=1角秒，这是PC=12、满足上面条件之后，地日的距离1AU可以看成近似以R为半径的圆周的一个部分。3、按比例得出计算：1A.U./2R=1秒/360*60*60秒（注：1角秒 = 1/3600度）R=1/(2)*360*60*60A.U.=206265A.U. = 3.26光年 利用角秒和秒距离的概念，我们能够从中得到天体物理学中测量近距离恒星的一个简单方法三角视差法。视差法 (三角测量) 适用距离，在 400 光年內的恒星。 如左图示： 以地球公转直径为基线的视差法 基线： 可以是地球上远距离的两个观测点，也可以是地球在绕行太阳公转时所在的两个远距离位置。 相对于更远方的恒星位置，明显地可看出如左图的变化。 上图利用a (角秒)/ 3600 x 600 x 600 = 1 AU / 2 d式子所求出当1角秒时的距离d称为1秒差距。1秒差距 = 206265A.U. = 3.26光年则 d = 206265 / AU或 d = 1 / 秒差 (parsecs ; pc)例如： = 0.2 则距离 = 5 秒差。这样就得到了恒星离地球的距离！对于距离地球 400 光年以外的恒星，因为远距离的恒星角秒很小，目前还没直接的测量方法，因而天文学家们转而使用了亮度测量法。事实证明，恒星的色谱能有效地指示实际亮度。色谱和亮度之间的关系已经在数千颗足够靠近地球、可以直接测出距离的恒星上得到了印证。因此，天文学家可以观测一颗遥远的恒星并确定它的色谱，然后根据色谱，确定恒星的实际亮度。天文学