如何测量一颗星星与地球的距离？

发布时间：2023-04-18 10:19:36 所属栏目：外闻来源：

导读：我们站在地球上，晚上一抬头就会看到美丽的星星。除了太阳系内部的几颗行星外，大部分肉眼可见的行星都是其它星系的恒星。就像视频中所看到的天球仪上镶嵌的星星一样，这些恒星距离我们非常遥远，就算是跑得最快的光

我们站在地球上，晚上一抬头就会看到美丽的星星。除了太阳系内部的几颗行星外，大部分肉眼可见的行星都是其它星系的恒星。就像视频中所看到的天球仪上镶嵌的星星一样，这些恒星距离我们非常遥远，就算是跑得最快的光，到达我们也需要许多许多年的时间。那么，我们如何测量这些星球到地球的距离呢？

首先我们观察树根和树梢，得出两个观察方向，并且测量它们的夹角。然后我们再测量出观察点和树之间的水平距离，根据三角形的知识，就可以求出树的高度。

三角视差法基本原理与之类似。由于地球绕着太阳旋转，一年中的不同时刻，如果我们从地球上观察某个远方的星球,我们可以看到不同角度的阳光,我们就可以记录下我们冬夏时分观察该星球的时候阳光的照射方向,也可以测出两个方向的夹角。

我们知道，一个圆周角为360度，每度又可以分为60角分，每分又可以分为60角秒，于是一角秒就等于1/1296000圆周，是一个非常小的角度。假如冬天和夏天观察同一颗恒星时，观测方向夹角为2角秒，那么恒星与地球的连线和恒星与太阳连线的夹角就约等于一角秒，此时我们就称恒星距离地球为一个秒差距（pc）。

我们再把日地距离写作一个天文单位ua，把太阳（S）、地球（E）和天体（D）画成一个三角形，根据三角形的关系可以计算出地球和天体之间的距离SD为一个秒差距，大约是1pc=206265ua，也就是接近于20万个天文单位。

根据这种方法，人们测量了距离地球最近的恒星——比邻星，它到地球的距离为1.3秒差距，大约相当于27万个天文单位，银河系中心到地球大约为8000秒差距，大约相当于16亿个天文单位。

也许有同学说：我们可以发射一束激光到太阳上，等它反射回来，再测量时间差。这种方法是不行的，因为日地距离太遥远了，我们发射的激光很难到达太阳。就算激光到达了太阳，反射光也会淹没在巨大的太阳辐射光中，没法分辨。

在《新天文学》以及相关著作中，开普勒提出了著名的行星运动三大定律：

🌕1. 行星绕太阳做椭圆轨道运动，太阳在椭圆的一个焦点上；

🌕2. 行星与太阳的连在的相等时间内扫过相等的面积；

🌕3. 行星轨道半长轴三次方与周期二次方比值是常数；

通过开普勒的研究，人类第一次认识到行星运动轨道是椭圆，而不是圆，因此行星运动时存在“近日点”和“远日点”。地球的近日点是在每年的1月初，远日点是在每年的7月初。不过，地球轨道近日点和远日点与太阳的距离相差不大，地球的轨道还是接近于圆的。

开普勒第二定律是说：如果把行星与太阳做连线，并且经过一段固定的时间，无论行星在何处，这个连线会扫过相等的面积。自然，为了保证面积相等，任何一个星球在近日点处速度都快一些，而在远日点处速度都慢一些。

开普勒第三定律是说：太阳系的行星，轨道半径不同，从小到大依次是水星、金星、地球、火星、木星、土星等。他们的周期也不一样,小轨道直径的周期也会小,大轨道直径的周期也会大。

为了简单起见，我们把行星轨道当成圆形处理。开普勒发现，如果行星的轨道半径三次方与周期平方作比，那么太阳系的几颗行星这个比值都是相同的。

开普勒是从大量的天文数据中通过拟合和猜想得到上述结论的，但是他并没有解释这是为什么。随后，科学巨匠牛顿受到开普勒三定律的启发，提出了万有引力定律，成功地解释了开普勒三定律的物理内涵。通过开普勒三定律，我们就可以测量日地距离了。

（编辑：汽车网）

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