1.三角視差法

(距離小於10pc)

:

觀察者在兩個不同位置看到同一天體得方向之差稱為視差。測量天體的視差，就可以確定天體的距離，因為天體的視差與天體到觀察者的距離之間存在簡單的

三角關係

。視差測量是確定天體距離的最基本的方法，稱為

三角視差法

。

測定太陽系內天體的視差時，以

地球半徑

作為基線，所測視差稱為

週日視差

。測定恆星的視差時，以太陽和地球的平均距離作為基線，所測定的視差稱為

週年視差

。

測定恆星的距離是用

週年視差

。恆星的週年視差的定義是：以太陽到恆星的距離r為弦，以日地平均距離

a

為最小邊的那個

直角三角形

的最小角

\pi

。顯然，

r

與

\pi

之間的關係為：

r=\frac{a}{sin\pi }

，由於π很小，可以用你它的弧度數代替正弦值，

\pi \approx \sin \pi

，於是得

r=\frac{a}{\pi }

。式中

\pi

以弧度表示，如果

\pi

以角秒錶示，並記為

{{\pi }^{

，則得

r=\frac{\text{206265}}{{{\pi }^{

其中

a

和

r

都以

km

為單位。若以天文單位

a=1

，則成為

r=\frac{\text{206265}}{{{\pi }^{

由於天體距離太遠，距離的單位常用下列兩種單位：

秒差距

(pc)

——與週年視差

{{\pi }^{

對應的距離

r=1pc

；

光年

(l.y.)

——光在一年內所行的路程。

1pc=3.261l.y.=206265AU=3.08568×10^{16}m

天體距離的測量

2.分光視差法:

我們已知恆星的視星等

m

，絕對星等

M

和距離

r

有以下關係：

\[5lgr=m-M+5\]

根據恆星譜線的強度和寬度差異，估計恆星的絕對星等，由觀測已知恆星視星等，便可求得它的距離。

3.威爾遜-巴普法

威爾遜和巴普在1957年發現，晚型星（G、K和M型）恆星光譜中電離鈣的反轉發射線寬度

W_{2}

的對數與恆星絕對星等

M_{V}

存在著線性關係，即

\frac{\text{d}{{M}_{V}}}{\text{d}\log ({{W}_{2}})}=const

利用已知

三角視差

距離的恆星和它們的

W_{2}

可作定標線。

W_{2}

是線寬，以圓頻率為測量單位。

4.星群視差法

移動星團的成員星都具有

相同的空間速度

。由於透視作用，它們自行會聚於天球上一點或從某點向外發散，該點稱為

“輻射點”

。知道輻射點的位置，並觀察測得

n

個成員星的自行

{{\mu }_{\text{k}}}

和視向速

v

，該星團的平均週年視差為

天體距離的測量

θk為第k顆星和輻射點的角距離

5.主星序重疊法

該方法基於恆星的赫羅圖。認為所有

主序星

都具有相同的性質，同一光譜型的主序星都具有相同的絕對星等。把待測星團的

赫羅圖

同太陽附近恆星的赫羅圖相比較，使兩個圖的主星序相重疊。根據縱座標讀數之差即星團的主序星的視星等與絕對星等之差，便可求出星團的距離。也可將待測星團的主星序與已知距離的比較星團的主星序加以比較，得出兩者相對距離。根據比較星團的已知距離，便可求出待測星團的距離。這是測定

星團

距離的一種有效方法。

6.變星測距法

利用天琴座RR變星測定距離。這類星的特點是

光變週期長短不同,而它們的光度相同

，絕對星等為+0。6左右。因此，先透過觀測定出它們的視星等

m

，將

m

於絕對星等

M

比較，便可確定含有這類變星的星團距離。這類變星光度大，是相當理想的“

距離指示器

”。

造父變星的光變週期長，它們的光度和光變週期之間有一種確定的關係——

周光關係

，即光度越大，光變週期越長。銀河系的經典造父變星可採用以下關係：

天體距離的測量

其中<；Mv>；為一個光變週期的平均絕對視星等，P為以天為單位的光變週期

7.譜線紅移和哈勃定律

觀察表明，河外星系的譜線都有紅移現象，而且紅移星z與距離成正比，存在哈勃關係：

天體距離的測量

天體距離的測量

因此只要測出紅移量，便可求出

河外星系

的距離。

關於測定天體的距離的方法還有很多。例如用亮星，新星，超新星，HⅡ區，

行星狀星雲

，面亮度漲落，橢圓星系的

Dn-б關係

等測定星系的距離。

下圖為不同距離下的不同測量方法：

天體距離的測量