宇宙里的光年是怎么测算的。

...越远的颜色越趋近于紫外.越近的,越趋近于红外.

楼下有说,好像叫多普勒红移.......

...越远的颜色越趋近于紫外.越近的,越趋近于红外.

楼下有说,好像叫多普勒红移.......

同问，我也关心是咋量的。

假定太阳和测定恒星的距离不变，而地球是围绕太阳转动的，那么在一年的时间内，地球观测恒星的天体位置会有一个很小的摆动，测定这个摆动就能得知恒星和太阳的距离。
这个方法用于距离比较近的恒星。

比较远的恒星是用造父变星的方法测量的。

去这个链接看吧.......

http://zhidao.baidu.com/question/71000296.html?fr=ala0

以下摘自上面的链接

恒是距离我们非常遥远，连光都要走好多年。那么，怎样测量出恒星的距离呢? 测量的方法很多，其中对大量较近的恒星可以采用三角视差法测量，如右图。地球绕太阳作周年运动，地球和太阳的距离在恒星处的张角称为“周年视差”，用π表示。地球和太阳的平均距离a是已知的，周年视差π可测定出。这样，有了a和π恒星和太阳的距离r就很容易求出，即：见最后的图 （π很小，按直角三角形公式计算）

测量恒星的距离还有其它许多方法，而三角视差法是最基本的方法。



宇宙中的距离是怎样测量的

  如果我们不知道恒星离我们究竟多远，那么对它们就会简直说不上什么来。天上一颗不显眼的小小星点可能是地球跟前一个本身并不发光而只不过反射阳光，直径还不到一米的东西，但是也可能是一个光强相当于整整一个星系，由于远在宇宙深处而原来的壮丽景观不被人们辨认的天体。想要根据地球上可以直接测量的间距去推测宇宙中的距离，这决非容易。

  在当今这个电子时代，太阳系的距离测量是不成问题的。人们用雷达测量金星的距离，并且根据约翰内斯·开普勒发现的“开普勒第三定律”来分析。这条定律把各行星绕太阳公转的周期和它们的轨道半径联系了起来，举例来说，如果A和B各代表一颗行星，比方说金星与地球，那么开普勒这条定律可写为

  （A的公转周期）2×（B的轨道半径）3

  =（B的公转周期）2×（A的轨道半径）3。

  行星的公转周期可以直接由观测求得（地球365.26天，金星224.70天），所以这条定律为我们提供了一个联系两行星轨道半径的方程式。

  人们能够把雷达信号从地球发到金星，并且收到由金星反射回来的信号。雷达信号以光速运动，知道了它的传播时间就可以得到地球与金星的距离，从而求出两者的轨道半径差。这样一来，我们就有了包含地球与金星轨道半径这两个未知数的两个方程式，然后把它们解出来就行了。

  

  下一步是由太阳系过渡到恒星距离的测定。天文学家为此所用的“视差法”早就由伽利略（GalileoGalilei）提出过，但是直到1838年才由弗里德里希·威廉·贝塞尔第一次成功地用来测定天鹅座61号星的距离（这在本书第4章已提到过）。由于地球每年绕太阳公转一周，我们在一年之中所看到附近恒星在天上的方向老是略有变迁。图B-1就简略地表示了这种情况。把地球在1月1日的位置和7月1日的位置这两点用一条直线连起来，它的长度是已知的，也就是地球轨道半径的2倍。天文学家只要在这2天观测某星，就能测出图B-1中的CAB角和CBA角。这样，三角形ABC的两角和一边已知，用我们在中学里就已学过的数学可以求出所有未知的角和边，就是说，也能算出地球和该星在1月1日和7月1日两个时刻的距离。不过实际上恒星都是极为遥远，这两段距离之间的细微差别完全可以忽略不计。

  这样，我们就得出了恒星离太阳系的距离。用了这种方法，人们已经能够把天体的距离测量伸展到大约300光年的远处。举例来说，图2-2是太阳附近恒星的赫罗图，其中所有恒星的距离全都是用视差方法测定的。对于更远的恒星，从地球轨道上相隔半年的两处望去的方向差值实在太微小，测不出来，这种方法就不灵验了。

  还有一种重要的距离测定法，这里只大略地讲一下。它的依据是，同一个星团中的恒星都在以同样的速率沿着平行的轨道向同一方向运动。虽然从地球上看去它们在天上的位置变化非常缓慢，很不容易测量出来，但天文学家还是发现了许多星团中群星的平行轨道都有会聚到天上某一点的现象，就像地面平行的火车铁轨看起来在远方会聚到一点那样。这种会聚点告诉我们该群恒星飞向何方。有了这项信息，又用多普勒效应得到了这些恒星的视向速度，再测出了它们年复一年相对于遥远背景星的移动角速度，就可以求出它们的距离来。这时的做法也无非就是简易的解三角形计算。许多星团的距离是这样测定的。再把这些星的光度求出来，就能够像第2章中所讲的那样去研究它们在赫罗图上的分布规律。

  我们也不妨反其道而行之。比方说有某个星团离开我们实在太远，上面所讲的各种测定距离的方法都不管用了，那么我们还可以利用两条规律来解决问题，一条是其中质量较小的恒星位于主序上，另一条是这些星全都满足主序星所应有的颜色与光度对应关系。这样一来，只要我能测出这个星团中某一颗主序星的颜色，马上就能知道它的光度，把光度和这颗星在天上看起来的视亮度加以对比，略作计算，我就能求出这颗星的，也就是这个星团的距离。

  

  实际上人类已经能够测量的距离远远超出了上述范围，这样的成就简直是一种奇迹。由于人们长期不了解的原因，脉动着的造父变星（详见第6章）表现出一种奇异的规律性：脉动周期和光度存在单一的对应关系（见图B-2）。造父变星的脉动周期只要耐心观测就很好测定，那么查一下图B-2马上就能得出它在一个脉动周期中的平均光度；把这一数值和我们观测到天上此星的平均亮度加以对比，随即就可算出它的距离。造父变星的本身光度非常强，它们不仅可见于银河系的边远角落，而且明暗交替的变化还使它们显眼于河外星系的众星之间。人类利用了造父变星已经突破银河系，超出了仙女座大星系，把测量距离的探索扩向更远得多的空间。

r=a/sinπ

红移

netxiao 发表于 2010-11-16 09:31


    多普勒红移?????????

phylly 发表于 2010-11-16 09:44


    忘了是光谱还是多普勒..
现在比光年更大的单位是秒差距...也不知道怎么测算的.

利用地球公转轨道的直径作为底边

然后两次观察到的星星作为顶角

三角法

根据红移

Chris_Tse 发表于 2010-11-16 09:57

近的恒星可以这样搞，远的话好像就不行了

奔跑的老蜗牛 发表于 2010-11-16 09:24


    大概有2种：
1是传统的三角测量法， 根据星光在地球上2个不同观测点（或者在不同季节的时候观测角度不同）来推算。
另外一种根据星光亮度来测算的。简单的说你知道100米外的蜡烛的亮度，那你可以推算出1000米外的蜡烛的亮度。反过来也勉强成立。

好像是红移是一种，然后是脉冲星

其实这些都是我们人类就目前掌握的知识测量的，谁也不知道是不是对的！

回复 1# 奔跑的老蜗牛

以前读书的时候对天文挺感兴趣的，现在不大关注了，网上找了一篇写得还可以的，供参考。

http://www.china001.com/show_hdr.php?xname=PPDDMV0&dname=B2IKC41&xpos=6



1、光谱在天文研究中的应用
　　人类一直想了解天体的物理、化学性状。这种愿望只有在光谱分析应用于天文后才成为可能并由此而导致了天体物理学的诞生和发展。通过光谱分析可以：
　　(1)确定天体的化学组成；
　　(2)确定恒星的温度；
　　(3)确定恒星的压力；
　　(4)测定恒星的磁场；
　　(5)确定天体的视向速度和自转等等。

2、天体距离的测定
　　人们总希望知道天体离我们有多远，天体距离的测量也一直是天文学家们的任务。不同远近的天体可以采不同的测量方法。随着科学技术的发展，测定天体距离的手段也越来越先进。由于天空的广袤无垠，所使用测量距离单位也特别。天文距离单位通常有天文单位(AU)、光年(ly)和秒差距(pc)三种。

3、月球与地球的距离
　　月球是距离我们最近的天体，天文学家们想了很多的办法测量它的远近，但都没有得到满意的结果。科学的测量直到18世纪（1715年至1753年）才由法国天文学家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的学生拉朗德(Larand)用三角视差法得以实现。他们的结果是月球与地球之间的平均距离大约为地球半径的60倍，这与现代测定的数值（384401千米）很接近。
　　雷达技术诞生后，人们又用雷达测定月球距离。激光技术问世后，人们利用激光的方向性好，光束集中，单色性强等特点来测量月球的距离。测量精度可以达到厘米量级。

4、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1.49597870×10^11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^2＝a^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)。

5、恒星的距离
　　由于恒星距离我们非常遥远，它们的距离测定非常困难。对不同远近的恒星，要用不同的方法测定。目前，已有很多种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：sinπ＝a/D
　　若π很小，π以角秒表示，且单位取秒差距(pc)，则有：D=1/π
　　用周年视差法测定恒星距离，有一定的局限性，因为恒星离我们愈远，π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。
　　天文学上的距离单位除天文单位（AU）、秒差距(pc)外，还有光年(ly)，即光在真空中一年所走过的距离，相当94605亿千米。三种距离单位的关系是：
　　1秒差距(pc)＝206265天文单位(AU)＝3.26光年＝3.09×10^13千米
　　1光年(1y)＝0.307秒差距(pc)＝63240天文单位(Au)＝0.95×10^13千米。

　　(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。于是，又发展了另外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，有一类脉动周期非常规则，中文名叫造父。造父是中国古代的星官名称。仙王座δ星中有一颗名为造父一，它是一颗亮度会发生变化的“变星”。变星的光变原因很多。造父一属于脉动变星一类。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很有规律，它的变化周期是5天8小时46分38秒钟，称为“光变周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同变化的变星，统称“造父变星”。
　　1912 年美国一位女天文学家勒维特（Leavitt 1868--1921）研究小麦哲伦星系内的造父变星的星等与光变周期时发现：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
　　20 世纪初，光谱研究发现几乎所有星系的都有红移现象。所谓红移是指观测到的谱线的波长(l)比相应的实验室测知的谱线的波长(l0)要长，而在光谱中红光的波长较长，因而把谱线向波长较长的方向的移动叫做光谱的红移，z=(l-l0)/ l0。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。
　　谱线红移的流行解释是大爆炸宇宙学说。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50～80千米／(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。

回复 1# 奔跑的老蜗牛

以前读书的时候对天文挺感兴趣的，现在不大关注了，网上找了一篇写得还可以的，供参考。

http://www.china001.com/show_hdr.php?xname=PPDDMV0&dname=B2IKC41&xpos=6

天体测量方法

1、光谱在天文研究中的应用
　　人类一直想了解天体的物理、化学性状。这种愿望只有在光谱分析应用于天文后才成为可能并由此而导致了天体物理学的诞生和发展。通过光谱分析可以：
　　(1)确定天体的化学组成；
　　(2)确定恒星的温度；
　　(3)确定恒星的压力；
　　(4)测定恒星的磁场；
　　(5)确定天体的视向速度和自转等等。

2、天体距离的测定
　　人们总希望知道天体离我们有多远，天体距离的测量也一直是天文学家们的任务。不同远近的天体可以采不同的测量方法。随着科学技术的发展，测定天体距离的手段也越来越先进。由于天空的广袤无垠，所使用测量距离单位也特别。天文距离单位通常有天文单位(AU)、光年(ly)和秒差距(pc)三种。

3、月球与地球的距离
　　月球是距离我们最近的天体，天文学家们想了很多的办法测量它的远近，但都没有得到满意的结果。科学的测量直到18世纪（1715年至1753年）才由法国天文学家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的学生拉朗德(Larand)用三角视差法得以实现。他们的结果是月球与地球之间的平均距离大约为地球半径的60倍，这与现代测定的数值（384401千米）很接近。
　　雷达技术诞生后，人们又用雷达测定月球距离。激光技术问世后，人们利用激光的方向性好，光束集中，单色性强等特点来测量月球的距离。测量精度可以达到厘米量级。

4、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1.49597870×10^11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^2＝a^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)。

5、恒星的距离
　　由于恒星距离我们非常遥远，它们的距离测定非常困难。对不同远近的恒星，要用不同的方法测定。目前，已有很多种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：sinπ＝a/D
　　若π很小，π以角秒表示，且单位取秒差距(pc)，则有：D=1/π
　　用周年视差法测定恒星距离，有一定的局限性，因为恒星离我们愈远，π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。
　　天文学上的距离单位除天文单位（AU）、秒差距(pc)外，还有光年(ly)，即光在真空中一年所走过的距离，相当94605亿千米。三种距离单位的关系是：
　　1秒差距(pc)＝206265天文单位(AU)＝3.26光年＝3.09×10^13千米
　　1光年(1y)＝0.307秒差距(pc)＝63240天文单位(Au)＝0.95×10^13千米。

　　(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。于是，又发展了另外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，有一类脉动周期非常规则，中文名叫造父。造父是中国古代的星官名称。仙王座δ星中有一颗名为造父一，它是一颗亮度会发生变化的“变星”。变星的光变原因很多。造父一属于脉动变星一类。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很有规律，它的变化周期是5天8小时46分38秒钟，称为“光变周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同变化的变星，统称“造父变星”。
　　1912 年美国一位女天文学家勒维特（Leavitt 1868--1921）研究小麦哲伦星系内的造父变星的星等与光变周期时发现：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
　　20 世纪初，光谱研究发现几乎所有星系的都有红移现象。所谓红移是指观测到的谱线的波长(l)比相应的实验室测知的谱线的波长(l0)要长，而在光谱中红光的波长较长，因而把谱线向波长较长的方向的移动叫做光谱的红移，z=(l-l0)/ l0。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。
　　谱线红移的流行解释是大爆炸宇宙学说。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50～80千米／(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。

blwu 发表于 2010-11-16 10:05


    你这第二种方法有否根据？

首先，不是每个星体都会自发光，比如地球和月球，只能靠反射别的星体的光而产生光。

其次，即使是本身会发光的星体，其亮度也是因应本身释放的能量大小而不同的，所以不能简单地把亮度作为判断距离的依据。举个例子，一根普通大小的蜡烛和一盏400W的路灯，即使把蜡烛放在离观测点10米处，而路灯则放在离光测点100米处，相信路灯的亮度依然会比蜡烛的亮度高。

差个1-2光年的，进100年似乎也没什么意义

回复 17# 御前带枪市委


    可能还有光谱测量的因素，不同的温度光谱是有区别的。。

回复 16# dodge


    这个不错

记得小时候看的《十万个为什么》（黑皮14册版的）有这个问题的答案。

红移是普遍方法

御前带枪市委 发表于 2010-11-16 10:21

那就得靠造父变星或者1型超新星了，前者的实际亮度与光变周期有关系（具体不知），后者的亮度是一样的（白矮星吸收别的物质达到钱德拉赛卡极限，爆了）。

记不太清了，大致说一下吧。

　　较近的距离上可以采取类似１０楼所说的视差法。在地球上的观察者间隔半年看同一星体，两次观察点之间的距离为地球轨道直径的３亿公里，如此看星体在天空的位置总会有点变化。这点变化在人类精确测量的能力范围内可以提供几百到上千光年星体的距离信息。

　　稍远一些的星体可以通过观察其运动方式来判断距离。在较远的距离上选择彼此比较靠近的一团恒星，它们的运动方向可以认为近似一致。在地球上看，它们的运动方向在天球上的投影会交汇在一点，类似我们看本来平行的铁轨交汇到一点一样。这我们就可以判断这些恒星的运动方向。通过红移可以判断其与我们视线平行方向的运动速度分量（视向速度），从而计算出与我们视线垂直方向的速度分量（径向速度），然后通过对其径向速度的观察判断其距离。这样手段的有效距离？嗯……嗯……嗯，应该出不了银河吧？

　　更远一些的距离上就需要借助所谓“标准烛光”。原理就是知道一个光源真实的亮度以及它看上去有多亮就可以算出其距离。常用的“标准烛光”有两种，造父变星和Ia型超新星。
　　造父变星本身比较亮，又有着固定的周光关系，就是说其变光周期和真实亮度有固定的关系。找到遥远星系中的造父变星，依据其变光周期和视觉亮度就可以推算出其距离，进而获得该星系的距离。使用造父变星作为标准烛光可以较为准确的测量几千万光年范围内的距离。
　　Ia型超新星被认为是白矮星不断吸积物质造成的，当白矮星的质量超过1.4个太阳质量的钱德拉赛卡极限时就会发生Ia型超新星爆发。所有的Ia型超新星爆发的光度被认为是基本一致的（实际情况会比较复杂，需要看其变光曲线决定），可以作为标准烛光。使用此种标准烛光，可以测定数亿光年的距离。

　　再远的距离就只有根据星体的红移来计算距离了。
　　宇宙在膨胀，星体在彼此远离。彼此离开的速度和彼此距离有线性关系。通过观测其红移计算其离开我们的速度就可以计算其到我们的距离。


　　以上信息纯凭记忆，应该有很多纰漏，特别是对各种测量手段的最大适用距离数据十分的拿不准。
～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～
　　自我评论一下：忙里偷闲断断续续的写完了，发现已经有人(16楼)给出了很好的资料。且自己忘记了分光视差法，但也有比16楼多的信息。

记不太清了，大致说一下吧。

　　较近的距离上可以采取类似１０楼所说的视差法。在地球上的观察者间隔半年看同一星体，两次观察点之间的距离为地球轨道直径的３亿公里，如此看星体在天空的位置总会有点变化。这点变化在人类精确测量的能力范围内可以提供几百到上千光年星体的距离信息。

　　稍远一些的星体可以通过观察其运动方式来判断距离。在较远的距离上选择彼此比较靠近的一团恒星，它们的运动方向可以认为近似一致。在地球上看，它们的运动方向在天球上的投影会交汇在一点，类似我们看本来平行的铁轨交汇到一点一样。这我们就可以判断这些恒星的运动方向。通过红移可以判断其与我们视线平行方向的运动速度分量（视向速度），从而计算出与我们视线垂直方向的速度分量（径向速度），然后通过对其径向速度的观察判断其距离。这样手段的有效距离？嗯……嗯……嗯，应该出不了银河吧？

　　更远一些的距离上就需要借助所谓“标准烛光”。原理就是知道一个光源真实的亮度以及它看上去有多亮就可以算出其距离。常用的“标准烛光”有两种，造父变星和Ia型超新星。
　　造父变星本身比较亮，又有着固定的周光关系，就是说其变光周期和真实亮度有固定的关系。找到遥远星系中的造父变星，依据其变光周期和视觉亮度就可以推算出其距离，进而获得该星系的距离。使用造父变星作为标准烛光可以较为准确的测量几千万光年范围内的距离。
　　Ia型超新星被认为是白矮星不断吸积物质造成的，当白矮星的质量超过1.4个太阳质量的钱德拉赛卡极限时就会发生Ia型超新星爆发。所有的Ia型超新星爆发的光度被认为是基本一致的（实际情况会比较复杂，需要看其变光曲线决定），可以作为标准烛光。使用此种标准烛光，可以测定数亿光年的距离。

　　再远的距离就只有根据星体的红移来计算距离了。
　　宇宙在膨胀，星体在彼此远离。彼此离开的速度和彼此距离有线性关系。通过观测其红移计算其离开我们的速度就可以计算其到我们的距离。


　　以上信息纯凭记忆，应该有很多纰漏，特别是对各种测量手段的最大适用距离数据十分的拿不准。
～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～～
　　自我评论一下：忙里偷闲断断续续的写完了，发现已经有人(16楼)给出了很好的资料。且自己忘记了分光视差法，但也有比16楼多的信息。

额
这个还真没想过，学习了

御前带枪市委 发表于 2010-11-16 10:21

你说的问题的确是不可避免的， 但是当年（20世纪初）就是用这个方法测的。。。

CD的牛人多， 24楼的解释很详细。。。

只是一小部分家伙的忽悠，，。。

整编看完都还是不明白什么意思,三角和光亮测量明白点,其它的根本不明白是什么意思,能再通俗一点么,阿门!

{:jian:}激光测距...

{:qiliang:}上十亿光年一般使用哈勃定律算出距离
上千万到几亿光年一般使用Ia超新星或最亮星系法测距，还可以用T-F法和F-J法

上千万光年就不能用造父变星和室女W星测距了，更不要提什么三角视差、分光视差法了

这个黑洞应该是用Ia超新星法测距的，只要长期观测其光谱就可以算出距离

tourbillion 发表于 2010-11-16 13:16


    高手啊，请详细科普下Ia法

回复 32# popman1999

Ia一般认为是双星机制，即一颗红巨星和一颗白矮星，白矮星吸积红巨星上的物质，超过钱德拉塞卡极限，发生爆炸，其光极大时的绝对星等在-20m，基本上是稳定的，可以用来作为标准烛光使用。目前哈勃常数的测量一般是使用Ia超新星法。

Chris_Tse 发表于 2010-11-16 09:57

这个前提是假设背景的遥远星空是位置恒定的 早期粗算成立

这个太复杂了

具体测量的距离准不准那只有天知道了……

那个黑洞，才30岁，却是5000万光年.怎么回事？如果光是最快的，起码也5000万年了啊

zs11 发表于 2010-11-16 16:07

呵呵 肯定是5000万年前的事情 不过地球能观测到的 是其30岁的状态

就好比你看老照片一样 你指照片说 他30岁  其实已经5000万岁了

光的多普勒效应

tourbillion 发表于 2010-11-16 14:13


    多谢多谢