陈 力

中国科学院 上海天文台

一. 测定天体距离的方法分类及其基本原理

1.天文学上的常用距离单位

天文单位：    地球到太阳的平均距离，~1亿5千万公里。

光年：           光在真空中一年时间内经过的距离, ~10万亿公里

秒差距 (pc)：对地球公转轨道半长径的张角为1″处的天体的

                     距离。 1pc=3.26光年

2.几何距离 (三角视差)

  视差的一般定义：从两个不同位置观测同一物体的方向的差异。

   天文学上的视差：天体对地球公转轨道半长径的张角，通常以角秒为单位。

   天体距离越远，视差就越小。

几何方法测定距离的基本原理：

在地球公转不同位置处观测同一天体在天球上

的坐标,经过计算得出视差π，也就得到距离D

3.光度距离

设天体光度为L，亮度为B，则有：B∝L·D－2

B是可观测量，如果能设法求到光度L，则可由上式求

得距离D，称为光度距离。

4.尺度距离

设天体的角直径为θ，线直径为d，则有：d=θ·D

θ是可观测量，如能设法得到线直径d，则可由上式

求得距离D，称为尺度距离。

5.速度距离

  设天体的运动角速度为ω，相应的线速度为v，则有：v＝ω·D

  角速度ω是可观测量，要是能知道与ω相应的v，由上式可求得距离，称为速度距离。

6.宇宙学距离

         哈勃定律为

Vr=DH0

         H0为已知的哈勃常数，Vr为天体视向速度，由此求得的就是宇宙学距离。

        上式只能用于远距离天体。如果Vr接近光速，还要考虑相对论性改正。

哈勃定律的简单解释是宇宙正在膨胀7.距离的绝对测定和相对测定

•不需要用其他方法进行某种定标而测得天体距离，称为距离的绝对测定，如三角视差。

•测定不同距离天体的距离之比值，并由已知距离的近天体，推算远天体的距离，这种方法称为距离的相对测定，其中近天体的距离起某种定标的作用。

绝对测定   优点：不需要定标，不受定标误差的影响，又可用作相对测定的绝对定标。

          缺点：应用范围较窄，往往需要作某种理论假设，可能由此带入系统误差。

相对测定   优点：应用范围广，通常不需要理论假设。

          缺点：定标带来误差，而且由近及远逐级定标外推，误差很可观。

8.距离的直接测定

            雷达测距和激光测距。只能用于最近的天体，如月亮、金星等。

二.几何距离   天体几何距离的绝对测定是全部相对测定方法定标的出发点，十分重要。

 几何距离测定又十分困难，原因是天体距离太远。以太阳外最近恒星来说：

   D＝4.2光年＝1.3pc，π<1″。

哥白尼日心地动说就是直到人们测出恒星三角视差π后才最后确定它在科学上的地位。

秒差距(偷个小懒，略去了)  目前三角视差的最高测定精度（空间观测）约为0.″002-0.″003。如恒星距离为500pc，相应的视差为0.″002，0.″002±0.″002就没有多大意义。所以目前三角视差的最大运用范围不超过200pc（相应的视差为0.″005）。

  由于三角视差法在距离测定中的重要性，人们正在计划新的空间观测计划，争取在大约10年时间内把测定精度提高到0.″00005(0.05mas)左右，届时几何距离测定的适用范围可望达到20000pc(20kpc)。

     è GAIA

三 .光度距离

1. 造父变星和周光关系

造父变星是一类脉动变星，光变周期十分有规律，范围1－20天，光度幅度0.1-2个星等。