1樓：楊風遊
首先來說說視差.視差就是觀測者在兩個不同位置看到同一天體的方向之差.我們來做個簡單的實驗：
伸出你的右手拇指,交替閉合和睜開雙眼,你會發現拇指向對於背景左右移動.這就是視差.在工程上人們常用三角視差法測量距離.
如圖,如果我們測量出∠α、∠β和兩角夾邊a（稱作基線）, 那麼這個三角形就可以被完全確定. 天體的測量也可以用三角視差法.它的關鍵是找到合適的邊長a——因為天體的距離通常是很大的——以及精確測量角度.
我們知道,地球繞太陽作週年運動,這恰巧滿足了三角視差法的條件：較長的基線和兩個不同的觀測位置.試想地球在軌道的這一側和另一側,觀測者可以察覺到恆星方向的變化——也就是恆星對日－地距離的張角θ（如圖）.
圖中所示的是周年視差的定義.通過簡單的三角學關係可以得出： r=a/sinθ 由於恆星的周年視差通常小於1°,所以(使用弧度制)sinθ≈θ.
如果我們用角秒錶示恆星的周年視差的話,那麼恆星的距離r=206 265a/θ.通常,天文學家把日－地距離a稱作一個天文單位（a.u.
）.只要測量出恆星的周年視差,那麼它們的距離也就確定了.當然, 周年視差不一定好測.
第谷一輩子也沒有觀測的恆星的周年視差——那是受當時的觀測條件的限制. 天文單位其實是很小的距離,於是天文學家又提出了秒差距（pc）的概念.也就是說,如果恆星的周年視差是1角秒（1/3600秒）,那麼它就距離我們1秒差距.
很顯然,1秒差距大約就是206265天文單位. 遺憾的是,我們不可能把周年視差觀測的相當精確.現代天文學使用三角視差法大約可以精確的測量幾百秒差距內的天體,再遠,就只好望洋興嘆了.
星等的關係 星等是表示天體相對亮度的數值.我們直接觀測到的星等稱為視星等,如果把恆星統一放到10秒差距的地方,這時我們測量到的視星等就叫做絕對星等.視星等（m）和絕對星等（m）有一個簡單的關係：
5lg r=m-m+5 這就意味著,如果我們能夠知道一顆恆星的視星等（m） 和絕對星等（m）,那麼我們就可以計算出它的距離（r）.不消說,視星等很好測量,那麼絕對星等呢?很幸運,通過對恆星光譜的分析我們可以得出該恆星的絕對星等.
這樣一來,距離就測出來了.通常這被稱作分光視差法. 絕對星等是很有用的.
天文學家通常有很多方法來確定絕對星等.比如主星序重疊法.如果我們認為所有的主序星都具有相同的性質.
那麼相同光譜型的恆星就有相同的絕對星等.如果對照太陽附近恆星的赫羅圖,我們就可以求出遙遠恆星的絕對星等,進而求出距離. 造父變星是一種性質非常奇特的恆星.
所謂變星是指光度週期性變化的恆星.造父變星的獨特之處就在於它的光變週期和絕對星等有一個特定的關係（稱為周光關係）.通過觀測光變週期就可以得出造父變星的絕對星等.
有了絕對星等,一切也就好說了. 造父變星有兩種：經典造父變星和室女座w型造父變星, 它們有不同的周光關係.
天琴座的rr型變星也具有特定的周光關係,因此也可以用來測定距離.這種使用變星測距的方法大致可以測量108秒差距的恆星.向紅端移動.
人們觀測到,更加遙遠的恆星的光譜都有紅移的現象,也就是說,恆星的光譜整個向紅端移動.造成這種現象的原因是：遙遠的恆星正在快速的離開我們.
根據多普勒效應可以知道,離我們而去的物體發出的光的頻率會變低. 2023年,哈勃(hubble,e.p.
)提出了著名的哈勃定律,即河外星系的視向退行速度和距離成正比：v=hd.這樣,通過紅移量我們可以知道星體的推行速度,如果哈勃常數h確定,那麼距離也就確定了（事實上,哈勃太空望遠鏡的一項主要任務就是確定哈勃常數h）.
這樣,我們就可以測量到這個可觀測宇宙的邊緣了. 回到地球 不過還是有一個問題,這種天文學的測量如同一級一級的金字塔,那麼金字塔的地基——天文單位到底是多少呢?如果測量不出天文單位,其他的測量就都成了空中樓閣.
天文單位的確是天文測量的基石.20世紀60年代以前,天文單位也是用三角測量法測出的,在這之後,科學家使用雷達測量日－地距離.雷達回波可以很準確的告訴我們太陽裡我們有多遠,這樣一來,天文學家就可以大膽的測量遙遠的星辰了.
天文學中的星星是如何通過觀測推算質量的?
2樓：實心大泡泡
方法有比如：星體一般繞其質量中心作橢圓運動，通過測量它們的運動週期和軌道半徑，應用以義大利天文學家開普勒命名的開普勒第三定律，就可以算出雙星主伴二星的質量了。這稱之為動力學質量方法 。
還有就是天文學家在測量了許多恆星質量後又發現了一條規律：恆星質量越大，光度也越強（這稱作質光關係）。根據這種關係，天文學家就可以近似定出單個星（變星除外）的質量了。
利用恆星在赫羅圖上的理論演化軌跡估計恆星質量（稱為「演化質量」）；對已知真半徑的脈動變星，可以由脈動週期估算平均密度，從而得出質量（稱為「脈動質量」）。但這些方法都不如動力學質量方法可靠。
測量了中子星的質量藉助於愛因斯坦的廣義相對論，天體物理學家研究組通過測量中子星正在閃爍的x射線，測出中子星的質量。
3樓：匿名使用者
三角視差法河內天體的距離，也被稱為視差，恆星日的平均距離（a）角度被稱為恆星的三角視差（p）是接近的恆星的距離d，如果π是小，π弧秒單位秒差距（pc），是：d = 1 /π
週年：？
sinπ= a / d
視差測定恆星的距離，有一些的限制，因為星星離我們越遠，π是更小的，難以測量的實際觀測。三角視差的基礎是所有天體距離測量，測量超過1萬顆星至今。
分光視差法
從更遙遠的恆星的距離超過110pc分周年視差的，例如是非常小的，你可以不使用三角視差測量。因此，更方便的方法 - 分光光度法視差的發展。這種方法的核心是基於恆星的譜線強度，以確定恆星的光度知道的光度（絕對星等m），所觀察到的視星等（m），可以得到距離。
m - m = -5 + 5logd。
叢集「在這個時候，我們用運動的方法測量距離，也稱為移動星團運動學天文學中的方法，以確定他們的運動速度的基礎上的距離。但是，在運動的方法也必須承擔起移動叢集中的所有明星都是平等的，在銀河系中移動的速度平行。銀河系外的天體，運動學方法不能測定它們與地球之間的距離。
造父變星的視差（標準燭光方法）
物理學有光度，亮度和距離公式之間的關係。 sαl0/r2
測得的亮度l0和亮度的天體小號，然後用這個公式來知道他們的距離r。 ，亮度是指明亮的，我們可以看到我們可以直接測量地球上的發光體，發光效率和亮度是不一樣的意義。亮度發光物體發射能力，關鍵要知道，它可以得到的距離。
天文學家勒維特發現造父變星，它們的光周期亮度，以確定之間的關係。因此，通過測量光周期設定的廣度，然後計算出的距離。造父變星在銀河系以外的星系，那麼我們就可以知道，這個星系與我們之間的距離。
即使沒有觀察到有造父變星更遙遠的星系，當然，找到解決辦法。
三角視差法，造父變星的視差法是最常用的兩種廣泛的方法之前的幾百光年遠的規模，和後幾百萬光年。統計方法和間接方法是用來在中間區域。哈勃定律規模大小10億光年的天腳的最高金額。
哈勃定律法
哈勃指出天體的紅移距離：z = hd / c，這就是著名的哈勃定律，其中z紅移;是速度光;的距離，h是哈勃常數的值在50?80公里/（秒·兆秒差距）。
根據這項法律，只要測得的河外星系光譜的紅移?可以計算出星系的距離d。光譜紅移，可確定為10個十億光的距離。
2023年哈勃（埃德溫·哈勃（edwin hubble）），根據河外星系距離關係的速度。有隻有46個河外星系的視向速度可以使用，其中僅有24個投射距離，哈勃太空望遠鏡獲得的徑向速度和距離大致呈線性正比關係。現代精確的觀察證實了這個線性比例關係
v = h0×d
其中v是經濟衰退的速度，d為星系距離，h0 = 100h0km。 s-1mpc（h0值0 使用哈勃定律，可以測量紅移δν/ν通過多普勒效應δν/ν= v / c得到的v，然後計算出的d。 哈勃定律表明，宇宙正在不斷擴大。這種擴張是一個整體空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者將看到完全一樣的膨脹，從任何星系，所有的星系，它傳播到各方面的，越遠的星系更快的速度傳播給對方。 4樓：匿名使用者 對於正常的視力可以看到的最暗的恆星是6.5，等等。滿天的恆星，天文學家已經做過統計，一共有6974及以上6.5星。如果沒有記錯的話，對不對？總之，沒有大的改變。 至於有多少顆星星，如果樓主有個人的經驗，你會發現無數。天文觀測，往往是一個工作，專業宣告呼籲限制大小測定，在本質上沒有什麼更比星星的數量。當然不可能去一個數天上的星星，多片構成一個相對明亮的天體三角形或四邊形，數一數可見在這一領域的明星。 可能聽起來很簡單，但要數一數，而不是一個簡單的任務。首先是關閉的目視極限暗星，若隱若現之間粗略一掃而空，完全看不到附近。二是建設肉眼，在前面的地方，而不是隻會惡化掃描感光，只用餘光看到星星接近極限。 第三是心理作用，往往在一些地方創造一些明星不存在，要知道，這些干擾是不是簡單的新手。 這種觀察的天荒坪抽水蓄能峰會今年7月22日，飛馬四邊形數到12顆，極限星等約5.80等，但限制程度的的銀河亮度和其他星座估計震級為6.0級及以上。 事實上，在星空下，是願意的數量如何，它是如何的星空，希望有一個淘氣的朋友，將有最純粹的方式來向你問好。 5樓：浙江衛視 行星在某恆星的圓軌道上繞其運動 能推算出 恆星的質量:gmm/r^2=m(2*3.14/t)^2*r 約去m，即可求得m（恆星的質量） 6樓：匿名使用者 如果觀測到的太陽系行星，與馬卡報好，如果資金足夠的復消色差折射望遠鏡 7樓：匿名使用者 方法一 ① 如目視雙星有可靠的視差，則可應用開普勒第三定律，由軌道半長軸的真長度和軌道週期算出兩子星的質量和，再由兩子星離公共質心距離的比值得知兩子星的質量比，進而求出每一子星的質量。例如，用這種方法求得的天狼甲、乙兩星的質量分別為2.143和1. 053太陽質量。 ② 如雙譜分光雙星已得分光解，而這對雙星又是食雙星並已知其測光解中的軌道傾角，就可求得兩子星的質量。用此方法求得的食雙星大陵五甲、乙兩星的質量分別為3.7和0.81太陽質量。 ③ 如雙譜分光雙星已得分光解，而這對雙星又是干涉雙星並已知其軌道傾角，便可求得兩子星的質量。用此方法求得的角宿一甲、乙兩星的質量分別為10.9和6.8太陽質量。 ④ 雙譜分光雙星分光解加上由偏振觀測所得軌道傾角也可得出兩子星的質量,例如,plaskett星(hd47129=hr2422，麒麟座中的一個6等星）的質量就是這樣推算出來的。 求恆星質量的其他方法主要還有：利用已知半徑的白矮星的引力紅移量求白矮星的質量；根據真半徑和表面重力加速度推算恆星的質量（即分光質量或稱大氣質量）；根據恆星的質量和光度的統計關係（質光關係），從光度估計質量；利用恆星在赫羅圖上的理論演化軌跡估計恆星質量（稱為「演化質量」）；對已知真半徑的脈動變星，可以由脈動週期估算平均密度，從而得出質量（稱為「脈動質量」）。但這些方法都不如動力學質量方法可靠。 複音口琴入門教程 美麗小姐姐教你從零開始學口琴 小葉原創教學 小星星 用口琴吹小星星c大調 1155665 4433221 5544332 5544332 1155665 4433221。第一個音是從低音 左邊 數起第2個孔，另外你可以直接根據孔數判斷手上琴屬於哪一種，然後網上搜尋對應口琴的音階圖就... 月亮在視野中，很明顯是跑動的，一會就出了視野。月亮有點刺眼，就好象一個明亮的電視畫面。上面的坑坑窪窪，很壯觀，就好像水底的沙坑，清晰，只是隔著距離，就在眼前。急.如何用天文望遠鏡看月亮 抄個答案給你 尋星鏡裝好了嗎？若正確安裝好了 1.在白天，首先把主鏡筒的對準目標。先用數字大些的的目鏡 也就是倍數... window scroll function scrollbottomtest function 怎樣用jquery實現當滑鼠停留在某區域3秒後執行方法 onmouseenter事件記錄時間 var timer null div hover function 3000 function 可以實現吧 ...如何用口琴吹小星星
關於用天文望遠鏡看月亮的日記,急如何用天文望遠鏡看月亮
如何用jquery實現頁面滾動到指定位置後觸發事件的