天體距離distance of celestial bodies。早在古代，人們通過(guò)粗略的觀測(cè)已建立起天體的相對(duì)距離的初步概念。公元前三世紀(jì)，古希臘阿里斯塔克斯推算出日、月到地球的距離的近似比值。公元前二世紀(jì)，喜帕恰斯求得月球的距離為地球直徑的倍。1751～1753年，法國(guó)拉卡伊和拉朗德第一次用三角測(cè)量法精確測(cè)定了月球的距離。1672年，G.D.卡西尼號(hào)精確測(cè)定了太陽(yáng)的距離。1837～1839年，В.Я.斯特魯維、貝塞耳和T.亨德森幾乎同時(shí)分別利用三角視差法相當(dāng)精確地測(cè)定了織女一（即天琴座α）、天鵝座61和南門二(即半人馬座α)三顆近距星的距離（見(jiàn)視差）。
太陽(yáng)系天體內(nèi)測(cè)量方法
三角測(cè)量法
用于測(cè)定月球、行星的周日地平視差，由此可以求得它們的距離。根據(jù)天體力學(xué)的理論，利用行星的周日地平視差，可以求得太陽(yáng)的周日地平視差（即太陽(yáng)視差），由此可以求得地球和太陽(yáng)之間的平均距離。這是二十世紀(jì)六十年代以前測(cè)定太陽(yáng)距離的常用方法。
太陽(yáng)系外較近的天體測(cè)量方法
三角視差法
對(duì)離太陽(yáng) 100秒差距范圍以內(nèi)的近距星，都可利用三角視差法測(cè)定它們的距離。但對(duì)距離超過(guò)50秒差距的天體，此法所測(cè)得的距離已不夠準(zhǔn)確。三角視差法迄今仍是測(cè)定太陽(yáng)系外天體距離的最基本方法。用其他方法測(cè)得的距離都要用三角視差法來(lái)校準(zhǔn)。
分光視差法
分析恒星譜線以測(cè)定恒星距離的一種方法。以秒差距為單位的恒星距離r與它的視星等m（見(jiàn)星等）和絕對(duì)星等M之間存在下列關(guān)系： 5lgr=m-M +5。
根據(jù)恒星譜線的強(qiáng)度或?qū)挾炔町悾烙?jì)恒星的絕對(duì)星等，再?gòu)挠^測(cè)得到恒星的視星等，由上式求得恒星的距離。由于星際消光對(duì)M和m有影響，用分光視差法測(cè)定恒星的距離必須計(jì)及星際消光這個(gè)很復(fù)雜的因素。
威爾遜-巴普法
1957年,O.C.威爾遜和巴普兩人發(fā)現(xiàn)，晚型（G、K和M型）恒星光譜（見(jiàn)恒星光譜分類）中電離鈣的反轉(zhuǎn)發(fā)射線寬度的對(duì)數(shù)與恒星的絕對(duì)星等之間存在著線性關(guān)系。對(duì)這條譜線進(jìn)行光譜分析，便可得到晚型恒星的距離。
星際視差法
在恒星的光譜中出現(xiàn)有星際物質(zhì)所產(chǎn)生的吸收線。這些星際吸收線的強(qiáng)度與恒星的距離有關(guān)：星越遠(yuǎn)，星和觀測(cè)者之間存在的星際物質(zhì)越多，星際吸收線就越強(qiáng)。利用這個(gè)關(guān)系可測(cè)定恒星的距離。常用的星際吸收線是最強(qiáng)的電離鈣的K線和中性鈉的D雙線。不過(guò)這個(gè)方法只適用于O型和早B型星。因?yàn)槠渌?a href="/hebeideji/7252263136118833192.html">恒星本身也會(huì)產(chǎn)生K線和D線，這種譜線同星際物質(zhì)所產(chǎn)生的同樣譜線混合在一起無(wú)法區(qū)分。由于星際物質(zhì)分布不均勻，一般說(shuō)來(lái)，用此法測(cè)得的距離，精度是不高的。
力學(xué)視差法
目視雙星的相對(duì)軌道運(yùn)動(dòng)遵循開(kāi)普勒第三定律，即伴星繞主星運(yùn)轉(zhuǎn)的軌道橢圓的半長(zhǎng)徑的立方與繞轉(zhuǎn)周期的平方成正比。設(shè)主星和伴星的質(zhì)量分別為m1和M2，以太陽(yáng)質(zhì)量為單位表示，繞轉(zhuǎn)周期P以恒星年（見(jiàn)年）為單位表示，軌道的半長(zhǎng)徑的線長(zhǎng)度A以天文單位表示，這種雙星在觀測(cè)者處所張的角度 α以角秒表示，則其周年視差π為：
式中α和P可從觀測(cè)得到。因此，如果知道雙星的質(zhì)量，便可按上述公式求得該雙星的周年視差。如果不知道雙星的質(zhì)量，則用迭代法解上式，仍可求得較可靠的周年視差。周年視差的倒數(shù)就是該雙星以秒差距為單位的距離。
星群視差法
移動(dòng)星團(tuán)的成員星都具有相同的空間速度。由于透視作用，它們的自行會(huì)聚于天球上的一點(diǎn)或者從某點(diǎn)向外發(fā)散，這個(gè)點(diǎn)稱為“輻射點(diǎn)”。知道了移動(dòng)星團(tuán)的輻射點(diǎn)位置，并從觀測(cè)得到n個(gè)成員星的自行μk 和視向速度V (k=1,2,…,n)，則該星團(tuán)的平均周年視差為：
式中θk為第k個(gè)成員星和輻射點(diǎn)的角距， 為 n個(gè)成員星的空間速度的平均值。這樣求得的周年視差的精度很高。但此法只適用于畢宿星團(tuán)。其他移動(dòng)星團(tuán)因距離太遠(yuǎn)，不能由觀測(cè)得到可靠的自行值。
雷達(dá)測(cè)距法
通過(guò)向月球和大行星（如金星、火星、水星等）發(fā)射無(wú)線電脈沖，然后接收從它們表面反射的回波，并將電波往返的時(shí)間精確地記錄下來(lái)，便能推算出天體的距離。雷達(dá)測(cè)距法已成為測(cè)量太陽(yáng)系內(nèi)某些天體的基本方法之一。1946年首次用這一方法成功地測(cè)定了月球的距離，1957年月距的測(cè)定精度已優(yōu)于一公里。自1961年起，對(duì)金星、火星和水星等多次進(jìn)行雷達(dá)測(cè)距。對(duì)大行星的雷達(dá)測(cè)距還為測(cè)定地球和太陽(yáng)間平均距離提供了最優(yōu)的方法。根據(jù)對(duì)金星的雷達(dá)測(cè)距求得的日地間平均距離的數(shù)值是迄今最精確的（見(jiàn)雷達(dá)天文方法）。
激光測(cè)距法
它比雷達(dá)測(cè)距法更精確。但只適用于很近的天體，如人造衛(wèi)星和月球。它的工作原理與雷達(dá)測(cè)距法相似。
統(tǒng)計(jì)視差法
根據(jù)對(duì)大量恒星的統(tǒng)計(jì)分析資料，知道恒星的視差與自行之間有相當(dāng)密切的關(guān)系：自行越大，視差也越大。因此對(duì)具有某種共同特征并包含有相當(dāng)數(shù)量恒星的星座，可以根據(jù)它們的自行的平均值估計(jì)它們的平均周年視差。這樣得到的結(jié)果是比較可靠的。
自轉(zhuǎn)視差法
銀河系的較差自轉(zhuǎn)（即在離銀河系核心的距離不同處，有不同的自轉(zhuǎn)速率）對(duì)恒星的視向速度有影響。這種影響的大小與星群離太陽(yáng)的距離遠(yuǎn)近有關(guān)，因此可從視向速度的觀測(cè)中求出星群的平均距離。這個(gè)方法只能應(yīng)用于離太陽(yáng)不太遠(yuǎn)，距離大約在1,200秒差距以內(nèi)的恒星。
太陽(yáng)系外的遠(yuǎn)天體
利用天琴座RR型變星
這類變星的特點(diǎn)是：盡管光變周期長(zhǎng)短不同，而它們的光度是相同的，絕對(duì)星等差不多都在+0.5等左右。因此，先通過(guò)觀測(cè)得到它們的視星等，再把視星等同上述絕對(duì)星等數(shù)值作比較，便可求得含有這類變星的球狀星團(tuán)的距離。這類變星由于光度大，光變周期為0.05～1.5天，顯得特別引人注目，所以可作為相當(dāng)理想的“距離指示器”。
利用造父變星
這類變星的光變周期長(zhǎng)，而且它們的光度和光變周期之間有一種確定的周光關(guān)系，即光度越大，光變周期越長(zhǎng)。應(yīng)用這種關(guān)系，便可根據(jù)觀測(cè)得到的光變周期計(jì)算它們的絕對(duì)星等，再將算出的絕對(duì)星等同視星等作比較，就可求得這類變星及其所在星團(tuán)或較近的河外星系的距離。
利用角直徑
假如各個(gè)球狀星團(tuán)或星系的線直徑 D（以天文單位表示）大致是相等的，則通過(guò)觀測(cè)得到它們的角直徑d（以角秒為單位）,就可求得星團(tuán)或星系的距離r（以秒差距為單位）。
但實(shí)際上，無(wú)論是球狀星團(tuán)，還是各類星系，它們的線直徑相差不小，而且要確定它們的角直徑也很困難，
主星序重疊法
這個(gè)方法的出發(fā)點(diǎn)是：認(rèn)為所有主序星都具有相同的性質(zhì)，同一光譜型的所有主序星都具有相同的絕對(duì)星等?？梢园汛郎y(cè)星團(tuán)的赫羅圖（以色指數(shù)為橫坐標(biāo)，視星等為縱坐標(biāo)）同太陽(yáng)附近恒星的赫羅圖（以色指數(shù)為橫坐標(biāo)，以絕對(duì)星等為縱坐標(biāo)）相比較，使這兩個(gè)圖的主星序重疊。根據(jù)縱坐標(biāo)讀數(shù)之差即星團(tuán)的主序星的視星等和絕對(duì)星等之差，可算出該星團(tuán)的距離。也可以把待測(cè)星團(tuán)的主星序同已知距離的比較星團(tuán)的主星序相重疊，則縱坐標(biāo)讀數(shù)之差就是兩星團(tuán)的主序星的視星等之差，由此可以求得這兩個(gè)星團(tuán)的相對(duì)距離。根據(jù)比較星團(tuán)的已知距離，便得到所測(cè)星團(tuán)的距離。這是測(cè)定銀河星團(tuán)和球狀星團(tuán)的距離的一種有效方法。
利用新星和超新星
新星和超新星的光度變化都具有這樣一個(gè)特征：在不長(zhǎng)的時(shí)間內(nèi)光度便達(dá)到極大值，而且所有新星或?qū)偻活愋偷某滦堑淖畲?a href="/hebeideji/1604721846762677992.html">絕對(duì)星等變化范圍不大。因此，可先取它們的平均值作為一切新星或?qū)偻活愋偷某滦堑淖畲蠼^對(duì)星等，再把它同觀測(cè)到的最大視星等相比較，便可定出該新星或超新星所在星系的距離。
利用亮星
對(duì)于河外星系，可以認(rèn)為它們所包含的亮星的平均絕對(duì)星等與銀河系里屬于同一類型星的平均絕對(duì)星等是相同的。因此，可以先通過(guò)觀測(cè)得到這些亮星的視星等，然后把它們同上述平均絕對(duì)星等作比較，以求得河外星系的距離。
利用累積星等
球狀星團(tuán)的累積星等變化范圍不大，可先取其平均值作為所有球狀星團(tuán)的累積絕對(duì)星等，再?gòu)挠^測(cè)得到所測(cè)星團(tuán)的累積視星等，便可算出該球狀星團(tuán)的距離。此法也可用于河外星系，但必須考慮到星系的形態(tài)類型，不同類型星系的累積平均絕對(duì)星等應(yīng)取不同的數(shù)值。
利用譜線紅移
觀測(cè)表明，在光學(xué)望遠(yuǎn)鏡和射電望遠(yuǎn)鏡所及的空間范圍內(nèi)，河外星系的譜線都有紅移現(xiàn)象，而且紅移量同星系的距離成正比。以r表示星系的距離，c表示光速，λ表示波長(zhǎng)，Δλ表示波長(zhǎng)的變化量，則： ，
式中Δλ/λ為紅移量，哈勃空間望遠(yuǎn)鏡常數(shù)H=50公里/（秒·百萬(wàn)秒差距）。因此，只要測(cè)量出星系的譜線紅移量，便可推算出星系的距離。
測(cè)定天體的距離是天體測(cè)量最重要的研究課題之一，盡管方法很多，但要得到可靠的結(jié)果是不容易的。因此，對(duì)于某一天體，應(yīng)盡可能采用幾種方法分別測(cè)定它的距離，然后相互校核，才能得到可靠的結(jié)果。
參考資料 >
天體距離.天體距離.2024-10-27
行星狀星云測(cè)距的研究現(xiàn)狀.行星狀星云測(cè)距的研究現(xiàn)狀.2024-10-27
一種光學(xué)對(duì)準(zhǔn)器視差檢測(cè)方法研究.光學(xué)期刊網(wǎng).2024-10-27