天文测距如何测量其他星球与地球的距离?_百度作业帮
天文测距如何测量其他星球与地球的距离?
天文测距如何测量其他星球与地球的距离?
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10000多颗恒星.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.移动星团法 这时我们要用运动学的方法来测量距离,运动学的方法在天文学中也叫移动星团法,根据它们的运动速度来确定距离.不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中移动的.在银河系之外的天体,运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离.造父视差法（标准烛光法） 物理学中有一个关于光度、亮度和距离关系的公式.S∝L0/r2 测量出天体的光度L0和亮度S,然后利用这个公式就知道天体的距离r.光度和亮度的含义是不一样的,亮度是指我们所看到的发光体有多亮,这是我们在地球上可直接测量的.光度是指发光物体本身的发光本领,关键是设法知道它就能得到距离.天文学家勒维特发现“造父变星”,它们的光变周期与光度之间存在着确定的关系.于是可以通过测量它的光变周期来定出广度,再求出距离.如果银河系外的星系中有颗造父变星,那么我们就可以知道这个星系与我们之间的距离了.那些连其中有没有造父变星都无法观测到的更遥远星系,当然要另外想办法.三角视差法和造父视差法是最常用的两种测距方法,前一支的尺度是几百光年,后一支是几百万光年.在中间地带则使用统计方法和间接方法.最大的量天尺是哈勃定律方法,尺度达100亿光年数量级.超新星法许多观测表明,Ia 型超新星是一种理想的标距天体.如在 3 个星系中各观测到 2个超新星,同一星系中 2 颗超新星到达极大亮度时的视星等平均仅相差0.1 等.这 2 个超新星的亮度受星际消光影响很可能不一样,故它们极大视星等的差异应小于 0.1等.后来利用所发现的造父变星对这些星系中的 Ia 型超新星光度作绝对定标,发现它们在V 和 B 波段上最亮绝对星等分别为Mv = -19.52±0.07MB= -19.48±0.07其他距离绝对测定对这些超新星光度进行定标后,也证实了上述结果是可靠的.超新星起源于大质量恒星演化晚期的爆炸,物理过程相对比较简单,可以建立理论模型来加以描述,再与观测资料作详细比较,便可推算出超新星最大亮度时的绝对星等,如 B 波段的结果是MB = -19.4±0.3 ,与实测数值符合得非常好.哈勃定律方法 哈勃指出天体红移与距离有关：Z = Hd /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.1929年哈勃(Edwin Hubble)对河外星系的视向速度与距离的关系进行了研究.当时只有46个河外星系的视向速度可以利用,而其中仅有24个有推算出的距离,哈勃得出了视向速度与距离之间大致的线性正比关系.现代精确观测已证实这种线性正比关系 V = H0×d 其中v为退行速度,d为星系距离,H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值为0
1.三角视差法，主要用于测量距地球较近的恒星。2.造父变星法，用于测量球状星团和较近的河外星系。3.Ia型超新星，用来测量河外星系。4.哈勃定律，用来测量非常远的星系。
确切说是其他星系与我们小求求的距离方法好多的哦，利用造父变星什么的，但是最好是自己去旅游一趟 ~~
视差法：通过不同时间天体与背景星空的位置差异大小，测出距离，适用于3000光年以内的天体2.造父变星法，用于测量球状星团和较近的河外星系3.Ia 超新星：Ia超新星的亮度都相同，因此通过所发现的Ia超新星的观测亮度，可以间接推测出超新星所在星系与地球的距离 4：哈勃定律：通过光谱测出天体红移，根据哈勃定律间接求出它与地球的距离...宇宙距离是怎么测量的人家常说这个星球到那个星球要多少光年,光速都要走那么多年啦,科学家是怎么测量出来这个距离的?_百度作业帮
宇宙距离是怎么测量的人家常说这个星球到那个星球要多少光年,光速都要走那么多年啦,科学家是怎么测量出来这个距离的?
宇宙距离是怎么测量的人家常说这个星球到那个星球要多少光年,光速都要走那么多年啦,科学家是怎么测量出来这个距离的?
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
测量红移量和蓝移量，是计算天体运动速度的。测量距离通常通过该天体所在星系中的超新星爆发的绝对亮度值与在地球上测定的亮度作对比，得出距离。
1、当地球位于太阳两侧，也就是相隔半年的位置上测量远处恒星在天空背景上的移动，再利用地球的公转半径和三角函数，是可以得出结果的。但这种方法只能测量距离比较近的恒星。对于距离比较远的天体，还可以用别的方法；2、当恒星远离我们时，多普勒效应会造成光谱红移，测量红移量也可以得出距离；3、有一类恒星叫造父变星，它的特点是光变周期越长，绝对星等数值越小，也就是说，测量了它的光变周期，就可...
宇宙的距离最早是利用三角法，后来用光速测，千万不要相信楼上所谓的红移理论，完全外行，红移是测量速度的，不是测量距离的。
这是用哈勃距离推出来的 哈勃距离的定义为光在哈勃时间T（哈勃常数H的倒数1/H）内经过的距离，即：D=c/H，假如宇宙从诞生起一直以今天的膨胀速度匀速膨胀的话，那么宇宙诞生时的第一束光走的距离就是哈勃距离。现在的哈勃常数通常取H=71km/sec Mpc，所以T=137亿年，D=137亿光年 这就是推算出来的数值（2003年WMAP公布）...怎样测量星系之间的距离?_百度作业帮
怎样测量星系之间的距离?
怎样测量星系之间的距离?
我来回答你!出了太阳系,可以用以下方法：（太阳系内可以用雷达波、激光反射等方法）三角视差法 测量天体之间的距离可不是一件容易的事.天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级.离我们比较近的天体,它们离我们最远不超过100光年（1光年＝9.46&#千米）,天文学家用三角视差法测量它们的距离.三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点,地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点,通过测量地球到那个天体的视角,再用到已知的地球绕太阳公转轨道的直径,依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了.稍远一点的天体我们无法用三角视差法测量它和地球之间的距离,因为在地球上再也不能精确地测定他它们的视差了.移动星团法 这时我们要用运动学的方法来测量距离,运动学的方法在天文学中也叫移动星团法,根据它们的运动速度来确定距离.不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中移动的.在银河系之外的天体,运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离.造父视差法（标准烛光法） 物理学中有一个关于光度、亮度和距离关系的公式.S∝L0/r2 测量出天体的光度L0和亮度S,然后利用这个公式就知道天体的距离r.光度和亮度的含义是不一样的,亮度是指我们所看到的发光体有多亮,这是我们在地球上可直接测量的.光度是指发光物体本身的发光本领,关键是设法知道它就能得到距离.天文学家勒维特发现“造父变星”,它们的光变周期与光度之间存在着确定的关系.于是可以通过测量它的光变周期来定出广度,再求出距离.如果银河系外的星系中有颗造父变星,那么我们就可以知道这个星系与我们之间的距离了.那些连其中有没有造父变星都无法观测到的更遥远星系,当然要另外想办法.三角视差法和造父视差法是最常用的两种测距方法,前一支的尺度是几百光年,后一支是几百万光年.在中间地带则使用统计方法和间接方法.最大的量天尺是哈勃定律方法,尺度达100亿光年数量级.哈勃定律方法 1929年哈勃(Edwin Hubble)对河外星系的视向速度与距离的关系进行了研究.当时只有46个河外星系的视向速度可以利用,而其中仅有24个有推算出的距离,哈勃得出了视向速度与距离之间大致的线性正比关系.现代精确观测已证实这种线性正比关系 V = H0×d 其中v为退行速度,d为星系距离,H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值为0
星系的距离都非常大, 建议用光谱测量法, 红移法等怎么测行星之间的距离？_百度知道
怎么测行星之间的距离？
怎么测行星之间的距离？详细！！专业！！看看悬赏！
最早是把太阳与地球的距离a的测定,同太阳与一个小行星的距离a1的测定联系起来,具体步骤是:1,测量a与a1的差,即a1-a2,测量a与a1的比,即a/a13,用解二元一次方程组的方法求出a测量a与a1的差的方法:当太阳与小行星在地球相反的两侧时,小行星与地球(严格说是地心)的距离就是a与a1的差,这时,可以用观测这个小行星的地平视差的方法测定这个距离.(月球与地球的距离最早就是用观测地平视差的方法测量的).测量a与a1的比的方法:根据开普勒定律,任意两个天体与太阳距离之比的立方等于公转周期之比的平方.只要测量出地球与这个小行星各自的公转周期,就能算出a与a1之比.知道了这个差值和比值,日地距离就很好计算了.
同理可测其他行星到太阳的距离。要求行星间的距离，只要把两个行星与太阳的距离想减就行。
用开普勒第三定律自己算吧……
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三角视差法
测量天体之间的距离可不是一件容易的事。 天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级。离我们比较近的天体，它们离我们最远不超过100光年（1光年＝9.千米），天文学家用三角视差法测量它们的距离。三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点，地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点，通过测量地球到那个天体的视角，再用到已知的地球绕太阳公转轨道的直径，依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了。稍远一点的天体我们无法用三角视差法测量它和地球之间的距离，因为在地球上再也不能精确地测定他它们的视差了。
移动星团法
这时我们要用运动学的方法来测量距离，运动学的方法在天文学中也叫移动星团法，根据它们的运动速度来...
你问的太模糊，如果是测太阳系外的行星，本身要观测到那样的行星就比较困难，我觉得你是想问测量太阳系内这几个行星之间的距离
廖sir的话，不坑你，三角视差行么？
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出门在外也不愁如何测量两个天体之间的实际距离？
天上两颗星星的实际距离有办法测量吗？某颗星星与地球的距离又怎么测量？
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先回答星星和地球的距离怎么测吧。贴张教科书里的图AU是日地距离，pc是秒差距，1 pc等于 3.26164 光年。我按上面图片的从下到上的顺序讲。最近的电磁波反射就行了。适用于光1个小时内可以到达的地方。非常简单我就不说了。远一点用视差法 parallax。100pc内，也就是300多光年内有效。利用地球绕太阳公转的那个直径为基线baseline，解一个三角形。但只适用于100秒差距，再远了p的那个角太小了无法观测。需要远处天体背景，原理：再远一点。主序星重叠法main sequence fitting一万pc内有效，就是三万多光年如果它是主序星，利用这颗星星的颜色，就能够确定他在赫罗图里的位置从而就确定了它的绝对星等（实际上它有多亮）比较观测出来的视星等（我们再地球上看它有多亮）这两者一计算就知道距离了。贴个专业解释绝对星等（Absolute magnitude，M）是假定把放在距10秒差距（32.6光年）的地方测得的恒星的亮度，用以区别于[1]（Apparent magnitude，m）。它反映的真实发光本领。如果绝对星等用M表示，视星等用m表示，的距离化成秒差距数为r，那么M=m+5-5lgr。更远的就用造父变星Cepheid， 适用于15 million pc 内，大家自己算吧我数学实在不大好。（此距离以上，通常都是测量星系与我们的距离，所以只要弄清楚该星系中一个星星的距离，那么整个星系距离就搞清楚啦。）造父变星是一类恒星，它们的绝对星等M和亮度变化周期P有以下关系。I：M=-1.08-1.74lgPII：M=-0.35-1.74lgP所以你只要观测到它的周期就知道它实际有多亮了。比较我们观测到的视星等，也就是在地球上看它有多亮，能计算出它有多远。如果还要更远要靠超新星大爆炸supernova因为太远平常的星星都不够亮，无法观测到了，我们只能等超新星大爆炸。适用于200 million pc内。科学家发现，I型超新星爆炸时候的最大亮度都是差不多的。也就是说我们假定了理论最大绝对亮度（MV)， 只需要等到那个星系里头有I型超新星爆炸，然后观测它的最大视亮度（mV) 与之前的造父变星法，主序星重叠法原理一样，知道大M和小m，代入公式一算就好了。I型超新星亮度变化：当然同一距离级别的还有Tulley-Fisher 关系漩涡星系的亮度与自转速率成正比，通过观测自转速率，得到绝对亮度，对比观测到的亮度，得出距离。最遥远的距离就要用Hubble's law 哈勃定律原理就是，越远的星系远离我们的速度越快，红移得越快，观察到红移速度，我们就能算出对应的距离。公式V = H0×d V是红移速度，H0是哈勃常数，d就是距离拉。大家可以自戳真是方法多多：）再回到题目，天上两颗星星的距离怎么测。知道了它们各自和地球的距离，它们之间的距离不就出来了么。[]~(~▽~)~*　
真是伤脑筋的问题（揉脑袋）分情况的比如月亮，好的我们一个电磁波打过去反射回来测到时间差就OK了。但是再远的天体就不行了啊，反射回来的电磁波已经太微小实际上几乎不可能测到了。嗯我从近到远说吧。靠近地球的太阳系行星现在我想测火星的距离了。怎么办呢好在火星也不是很困难，我们只要足够耐心就可以观测得到火星的公转周期，把它跟地球的公转周期比较。天文学上有个开普勒定律，我们知道了公转周期之比就可以知道半径之比了。这样地球到火星的距离就算出来了。希望你已经注意到了，我们要算出地球火星的距离，似乎要先知道地球到太阳的距离才行。那么我现在说太阳的方法地球到太阳如果用电磁波反射来测太阳距离的话，除了被太阳亮瞎以外你什么都得不到= =#我尽量说清楚，所以耐心一些，这个距离是特别重要的！现在的方法叫做视差法或者说三角法。为了说明这个方向，现在你把自己的胳膊平举到自己胸前，伸出大拇指，做个赞！现在闭上左眼，用你的大拇指瞄准远处的一个景物，比如一个房子A。然后手臂不动，闭上右眼，睁开左眼。你会观察到的大拇指瞄准到了另一个景物比如B。
你的大拇指相对远处在你的眼中划过了一个角度。我们把这叫做视差。发现没有？我们就可以简单的通过测量这个角度和两眼距离来得到大拇指到两眼的距离了。 呼...累死了喝口水好了，地球到太阳距离距离的测量虽然复杂些。但大概也是这样了。只是这时候的”大拇指“我们用的是金星，”左右眼“我们用的是地球上不同的城市。我们通过在地球上不同的城市记录金星恰好运动到太阳边缘的确切时间，换算成视差，带入城市的距离，带入金星的公转周期和地球的公转周期blablalba，把各种东西带来带去。最后我们就得到了地球到太阳距离了。太阳系附近恒星比如牛郎星，他距离我们16.8光年，先不说测不测得到反射回来的信号。就算测得到，你等33.6年孤独一生去吧= = 说穿了这时候还是三角法和视差法，不过这时候的左右眼距离我们用的是地球到太阳距离。我们冬天在地球上测一下，然后地球绕太阳转半圈到了夏天我们再测一下。得到牛郎星关于距离非常远的“背景星星”的视差。（背景星星是那些距离大到可以即使站在地日轨道两边看也没有任何差别的星星，类似景物AB）再带入地球太阳距离，我们就算出牛郎星到地球距离了~ 所以为什么说地球太阳距离特别重要呢~更远的恒星我们假设题主现在完全理解了我上面的答案，这时候题主同学觉得测这些个恒星距离真是一点挑战都没有人生真是孤独啊╮(╯▽╰)╭于是题主同学现在想测比如仙女座大星云的距离，怎么办呢。仙女座大星云290万光年，这时候地日距离这个左右眼太小了，以至于根本就不可能看到任何差别。三角法在这个尺度也失效了。当然，聪明伶俐的题主可能受到启发说我们可以现在测一下，等太阳系运动到银河系另一边的时候我们再测一下？嗯，这个方法是可行的而且很不错，如果到时候人类文明还在。咳咳，我们现在介绍造父变星测距法这个方法特别简单但是特别强大！令人赞叹所谓变星，就是亮度不是恒定而是一闪一闪的恒星。造父变星是变星当中的一种。造父变星的牛逼之处就在于，他发光的总量和它一闪一闪的周期是严格的线性关系。什么意思呢？也就是说我们呆在地球的办公室，测出造父变星一闪一闪的周期，我们就知道了它发光的总量，发光的总量以一个球壳的形式向宇宙空间发散出去，越远越暗。于是我们抬头再看一眼那颗星星实际上有多亮。然后我们就知道距离了！什么什么，我们在测仙女座大星云不是测神马变星？找一颗仙女座大星云的造父变星就好啦~\(≧▽≦)/~！正是因此造父变星也叫做宇宙的灯塔~更远更远更远的...我们现在来一个一百亿光年外的类星体。在这个尺度下，我们已经不可能看到单独的恒星了，于是造父变星法扑街那么我们还有办法么？有的！这个方法叫做哈勃效应和宇宙学红移。哈勃效应说的是：我们的宇宙在膨胀，离我们越远的天体远离我们的速度越快。宇宙学红移的意思是：因为哈勃效应越远处的天体在越快的离开我们，这样子他们发射的光的频率就会越来越往低频端移动。简单理解就是越远的东西变得越红了。
由于原子结构，天体的光谱是有自己的”指纹“的。
就是说我们大概知道哪个频率应该有光哪个频率应该没有。
我们就可以知道类星体的光到底红了多少
于是我们带入哈勃常数，就知道大致距离了~总而言之，我们的测量技巧还在不断发展着~回头一路看过来，每一步都是人类智慧雕刻的艺术品，赏心悦目~——————————————————————————————————————————update 1 13 2014Ia型超新星 经同学最早提醒，现补上就是说所有的Ia型超新星发光总量最大的时候都差不多大，然后我们抬头看它到底有多亮，就知道距离了。思路和造父变星一样。不过Ia型超新星远比造父变星亮，所有可以标定更远的天体。
（具体有多亮呢？这么说吧，如果我们的老熟人牛郎星(16.8光年)有那么亮，那在我们看来它就会比太阳还要亮。就是说白天我们在阳光下愉快的玩耍，晚上我们被牛郎星晒死了）
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10000多颗恒星。 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. 移动星团法 这时我们要用运动学的方法来测量距离，运动学的方法在天文学中也叫移动星团法，根据它们的运动速度来确定距离。不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中移动的。在银河系之外的天体，运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离。 造父视差法（标准烛光法） 物理学中有一个关于光度、亮度和距离关系的公式。S∝L0/r2 测量出天体的光度L0和亮度S，然后利用这个公式就知道天体的距离r。光度和亮度的含义是不一样的,亮度是指我们所看到的发光体有多亮，这是我们在地球上可直接测量的。光度是指发光物体本身的发光本领，关键是设法知道它就能得到距离。天文学家勒维特发现“造父变星”，它们的光变周期与光度之间存在着确定的关系。于是可以通过测量它的光变周期来定出广度，再求出距离。如果银河系外的星系中有颗造父变星，那么我们就可以知道这个星系与我们之间的距离了。那些连其中有没有造父变星都无法观测到的更遥远星系，当然要另外想办法。 三角视差法和造父视差法是最常用的两种测距方法，前一支的尺度是几百光年，后一支是几百万光年。在中间地带则使用统计方法和间接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度达100亿光年数量级。 超新星法
许多观测表明，Ia 型超新星是一种理想的标距天体。如在 3 个星系中各观测到 2个超新星，同一星系中 2 颗超新星到达极大亮度时的视星等平均仅相差0.1 等。这 2 个超新星的亮度受星际消光影响很可能不一样，故它们极大视星等的差异应小于 0.1等。后来利用所发现的造父变星对这些星系中的 Ia 型超新星光度作绝对定标，发现它们在V 和 B 波段上最亮绝对星等分别为Mv = -19.52±0.07MB= -19.48±0.07
其他距离绝对测定对这些超新星光度进行定标后，也证实了上述结果是可靠的。
超新星起源于大质量恒星演化晚期的爆炸，物理过程相对比较简单，可以建立理论模型来加以描述，再与观测资料作详细比较，便可推算出超新星最大亮度时的绝对星等, 如 B 波段的结果是MB = -19.4±0.3 , 与实测数值符合得非常好。哈勃定律方法哈勃指出天体红移与距离有关：Z = Hd /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。 1929年哈勃(Edwin Hubble)对河外星系的视向速度与距离的关系进行了研究。当时只有46个河外星系的视向速度可以利用，而其中仅有24个有推算出的距离，哈勃得出了视向速度与距离之间大致的线性正比关系。现代精确观测已证实这种线性正比关系 V = H0×d 其中v为退行速度，d为星系距离，H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值为0&h0&1）为比例常数，称为哈勃常数。这就是著名的哈勃定律。 利用哈勃定律，可以先测得红移Δν/ν通过多普勒效应Δν/ν=V/C求出V，再求出d。 哈勃定律揭示宇宙是在不断膨胀的。这种膨胀是一种全空间的均匀膨胀。因此，在任何一点的观测者都会看到完全一样的膨胀，从任何一个星系来看，一切星系都以它为中心向四面散开，越远的星系间彼此散开的速度越大。
大学里学过空间大地测量学，这门课程主要研究天体测量。宇宙中的各种天体会发出波长不同的电磁波信号。1931年，美国无线电工程是卡尔央斯基发现了来自银河系中心的射电信号。然后就有了射电天文学。主要测量方法我只记得叫VLBI，具体原理不太记得了，可以查找一下资料。
有本书叫《星星离我们有多远》，看看。
直接计算该星球与其公转中心的距离就可以了。然后解三角解圆锥曲线……
好吧，步骤是这样的，选定你想测量距离的
两颗星，然后闭上一只眼，伸出你的右手（或者左手），like so ，然后测量工具你自己选，就搞定了
我觉得可以唉，运用三角形边的计算方法，用光反射的方法，先算出两颗星跟地球的距离，再算出这两束从地球出发的光束之间的夹角，这样之后，运用边边角的方法就可以算出两颗星之间的距离
造父变星，俗称量天尺。就是用星星来量星星
我自己觉得是否可以这样算，分别计算两颗星星到地球的距离，然后利用三角形来计算两颗星星之间的距离。不知道对不对。
三点确定一个平面，地球，a星，b星在平面上构成一个三角形，地球据a,b星距离A,B可测，两条边夹角可测，均为已知，根据余弦定理可算出ab距离。