香奈子恋爱:一个关于天文方面的白痴问题

不是我们用望远镜去“追”光 而是光来了 我们用望远镜去“捕”

光年是距离单位，想在三纬空间测出星系距离我们的距离，是很容易的，等你长大一点就会学到；至于我们拍摄的照片其实也是那个星系几千万年前的样子了。现在那里的情况，我们是无从得知的

判断星星和地球的距离的方法有很多,一种满著名的方法是根据半年时间里星星移动的角度与地球轨道的半径比较来算出距离,这个用三角函数的知识可以很容易的解决.

还有一些其他方法,比如说利用absolute magnitude和apparent magnitude.前者是在离星球32.6光年的地方一个判断单位面积内星星的光照强度的数据,后者是在地球上判断单位年纪内星星的光照强度的数据.

楼上二为可谓真的动了脑筋，说得都对。
总而言之都是利用了红移来测算的。

综合楼上二位的答案就是最正确的了。
关键字：几千万年前的样子、星星移动的角度、地球轨道的半径、32.6光年、光强度

1）利用三角视差法（Trigonometric Parallax）。

三角视差就是观测者在两个不同位置看到同一目标所观察到的目标与背景之间的差别。

[img]http://130.94.19.107/wap/images/parallax1.gif[/img]

由于地球绕太阳作周年运动，地球在轨道的这一侧和另一侧，观测者可以察觉到天体方向的变化——也就是被观察的天体对日地距离的视差角p：

[img]http://130.94.19.107/wap/images/parallax2.gif[/img]

借助一点初级的三角知识，大家可以得出：当p很小时，sin(p)趋近于p（以弧度计算），那么被观察的天体离太阳的距离d = 地球离太阳的距离（也称天文单位AU）/ 视差角p。

事实上，除了光年之外，天文距离也经常用“秒差距”（parsec）来表达，因为一秒 = 1度 / 3600 = (pi / 180)弧度 / 3600，所以1秒差距 = AU * 180 * 3600 / pi = 206264天文单位 = 3.2616光年 = 308568亿公里。

然而，目前最好的Hipparcos卫星也只能观察到不远于500秒差距的星体，超出这个距离的，三角视差法就失效了。直接的方法不行，我们就用间接的方法。

我们直接观测到的星等称为视星等（apparent magnitude ），如果把恒星统一放到10秒差距时所观察到的星等就叫做绝对星等（Absolute magnitude）。绝对星等代表的是星体的绝对亮度，而视星等取决于绝对星等和距离。这样一来，如果我们知道星体的绝对星等，再加上所观察到的视星，距离是可以计算出来的：5log(10)(d / 千秒差距）= 视星等 - 绝对星等 + 5。

问题是，我们怎样知道所观测星体的绝对星等呢？

2）利用分光视差法（Spectroscopic Parallax）。

从恒星光谱研究发现，同样光谱型的恒星中总有几条谱线的强度只随光度而异。对于三角视差法测得出距离的恒星，可由其视星等和距离算出绝对星等，因而可做出以谱线强度为横坐标，以绝对星等为纵坐标的归算曲线。然后对于待测距离的同一光谱型恒星，先测量其谱线强度，再利用归算曲线得出它的绝对星等。

[img]http://130.94.19.107/wap/images/parallax3.gif[/img]

O型：蓝色，大于25000度
B型：蓝色，11000度至25000度
A型：蓝色，7500度至11000度
F型：蓝色到白色，6000到7500度
G型：白色到黄色，5000到6000度
K型：橙色到红色，3500到5000度
M型：红色，小于3500度

3）利用造父视差法（Cepheid Distance）

有一类星名叫造父变星（Cepheid Variable），这类星的光度随周期性循环转变。周期的频率与星的绝对星等关系固定，故此这类星可作“标准烛光”（Standard Candle），从光度频率就可算出其绝对星等。

用这方法，目前测量到最远的是M100星系，距离是五千六百万光年。以这类星系的光谱红移，加上测量到的绝对距离，可做距离与红移关系的校准（Calibration），进而用光谱红移去推算更远的星系。

4）利用星群视差法（Moving Clusters）

有些银河星团的成员星自行速度和方向都很相近，有从一个辐射点分散开来或向一个会聚点会集的倾向。这种可定出辐射点或会聚点的星团称为移动星团。 根据移动星团内恒星的自行和视向速度，可以定出这种星团内个别成员星的视差。这种视差称为“星群视差”，其精度很高。因?C

就如一楼所说 看到的就是它们以前的 说不定此时此刻它们已经消失了..