1、第八讲 天体测量一、太阳和行星的距离 地球绕太阳公转的轨道是椭圆，地球到太阳的距离是随时间不断变化的。通常所说的日地距离，是指地球轨道的半长轴，即为日地平均距离。天文学中把这个距离叫做一个“天文单位”(1AU)。1976 年国际天文学联合会把一个天文单位的数值定为 1.495978701011 米，近似 1.496 亿千米。太阳是一个炽热的气体球，测定太阳的距离不能像测定月球距离那样直接用三角视差法。早期测定太阳的距离是借助于离地球较近的火星或小行星。先用三角视差法测定火星或小行星的距离，再根据开普勒第三定律求太阳距离。1673 年法国天文学家卡西尼(Dominique Cassini)首次利
2、用火星大冲的机会测出了太阳的距离。 许多行星的距离也是由开普勒第三定律求得的，若以 1AU 为日地距离， “恒星年”为单位作为地球公转周期，便有： T 2a 3若一个行星的公转周期被测出,就可以算出行星到太阳的距离。如水星的公转周期为0.241 恒星年，则水星到太阳的距离为 0.387 天文单位(AU)。 二、恒星的距离 对不同远近的恒星，要用不同的方法测定。以下为测定恒星距离的方法： (1)三角视差法 河内天体的距离又称为视差，恒星对日地平均距离（a）的张角叫做恒星的三角视差(p)，则较近的恒星的距离 D 可表示为： sina/D 若 很小， 以角秒表示，且单位取秒差距(pc)，则有：D=1
3、/ 用周年视差法测定恒星距离，有局限性，因为恒星离我们愈远， 就愈小，实际观测中很难测定。三角视差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。(2)分光视差法 对于距离更遥远的恒星，比如距离超过 110pc 的恒星，由于周年视差非常小，无法用三角视差法测出。所以用一种比较方便的方法-分光视差法。该方法的核心是根据恒星的谱线强度去确定恒星的光度，知道了光度（绝对星等 M） ，由观测得到的视星等(m)就可以得到距离。m - M= -5 + 5logD. (3)造父周光关系测距法 大质量的恒星，当演化到晚期时，会呈现出不稳定的脉动现象，形成脉动变星。在这些脉动变星中，有
4、一类脉动周期非常规则，中文名叫造父。仙王座 星中有一颗名为造父一，它是一颗亮度会发生变化的“变星” 。造父一属于脉动变星的一类。当它的星体膨胀时就显得亮些，体积缩小时就显得暗些。造父一的这种亮度变化周期是 5 天 8 小时 46 分 38秒钟，称为“光变周期” 。凡跟造父一有相同变化的变星，统称“造父变星” 。 光变周期越长的恒星，其亮度就越大。这就是对后来测定恒星距离很有用的“周光关系” 。目前在银河系内共发现了 700 多颗造父变星。许多河外星系的距离都是靠这个量天尺测量的。 (4)谱线红移测距法 红移是指观测到的谱线的波长（ 1）比相应的实验室测知的谱线的波长( 0)要长，所以把谱线向波长较长的方向的移动叫做光谱的红移，z=( 1-0)/ 0。1929 年哈勃用 2.5 米大型望远镜观测到更多的河外星系，又发现星系距我们越远，其谱线红移量越大。 哈勃指出天体红移与距离有关： Z = H*d /c这就是著名的哈勃定律，式中 Z 为红移量；c 为光速；d 为距离；H 为哈勃常数，其值为 5080 千米(秒兆秒差距)。根据这个定律，只要测出河外星系谱线的红移量 Z，便可算出星系的距离 D。用谱线红移法可以测定远达百亿光年计的距离。
