天文尺的使用方法

茫茫宇宙，辽阔广袤，充满了太多的未知，让它高深莫测，充满了神秘。

然而，我们人类却是在经常问为什么的过程进化过来的，对于宇宙的好奇心从没断过。

宇宙究竟有多大？其他行星离我们有多远？

为了测量宇宙，天文学家发现了量天尺。

那么如何测量地球到其它恒星距离？

茫茫宇宙，要测量它的距离，真的不是一件容易的事情。

利用激光束或者雷达波进行测距，测算地月等短距离，可以完美适用。

不过要测量地球到光年外其它恒星的远距离，就比较困难了。

所以需要一把更大的测量尺子，这就是量天尺。

目前，人类发现和掌握的量天尺，有三种，三角视差法、造父变星法、la型超新星法。

三角视差法，就是人类所掌握的第一把比较可靠的量天尺。

它根据人的视角差来进行测量距离。

比如，1月份在地球用望远镜观测恒星，记录下仰角。

大概到了七月份，地球绕到太阳另一侧，再次观测该恒星，记下仰角。

这个时候，可以得出一个由1月地球、7月地球和该恒星组成的一个等腰三角形。

连接1月和7月、太阳和该恒星，就可以得到两个直角三角形。

通过两次观测的仰角，得到两个直角三角形，再利用三角函数，直接可以求解出地球到该恒星的距离。

三角视差法测算非常准确，对于300光年之内的恒星，都可以运用此法。

天文学家发现的第二把量天尺，叫做造父变星尺。

需要观测更遥远恒星时，就需要一把比三角视差更大的量天尺，天文学家又发现了一种新的量天尺，它叫做造父变星尺。

步入晚年的恒星，氢元素即将燃尽，致使它磁场不稳定，星体开始一胀一缩地脉动。

星体的膨胀和收缩，就引起了亮度的增加和减少。

这类高光度周期性脉动的恒星称为造父变星。

不同的造父变星，它的光变周期也不相同。一般在1～50天之间，每颗星的光变周期都非常准确，可以同时钟媲美。

更重要的是，造父变星的光变周期暗含了一个重大秘密。

经观察发现，造父变星具有一个非常简单的规律：亮的造父变星，光变周期长；暗的造父变星，光变周期短。

即是，周期越长，光度越大；周期越短，光度越小。

通过观察造父变星的一胀一缩的光度变化，来测量出造父变星的光变周期。

有了光变周期，从而能够计算出星体的真实亮度。

距离越远，看到的光亮就会越微弱。把观测到的亮度，与计算出来的真实亮度进行对比，形成亮度差。

根据亮度差异，我们就可以计算出它的距离。

这就是天文科学家掌握的第二把量天尺，造父变星尺。

对于银河系周边的星系团可以利用造父变星来观测。

可是再远一点的星系，由于距离过远，通过望远镜观测到的星系，仅仅只是一个亮点。

根本无法区分出造父变星来，于是造父变星尺也变得无能为力了。

后来，天文科学家发现了第三把量天尺，称为Ia型超新星爆炸尺。

有一类特殊恒星，它们是成双成对出现的，一个是红巨星，一个是白矮星，构成双星系统。

由于白矮星质量较大，引力强大，它在自己油尽灯枯的时候，开始疯狂吸收红巨星抛喷出来的物质，来壮大自己。

随着吸收越多，质量越大，当它的质量达到了太阳质量的1.44倍时，就会“嘭”一声巨响发生爆炸。

找到爆发的Ia型超新星，拍摄它的光谱，记录下它的视亮度。

再与星体真实亮度进行对比，得到亮度差，从而测算出它的距离。

心有疑问，那么遥远，星体的真实亮度如何知道？

有一个古怪天文学家，他计算出白矮星的质量不会超过1.44倍太阳质量。

当时，他提出1.44倍这个数字时，大家都认为他是在扯淡，没人肯相信。

几十年以后，天文学家发现了许多白矮星，它们的质量都没有超过1.44倍的太阳质量。

当白矮星的质量到达1.44倍的太阳质量这个临界点时，它果真的就爆炸了。

这表明，每一个爆发的Ia型超新星都具有大致相同的质量，约1.4倍太阳质量。

它们都具有大致相同的亮度，约45亿个太阳亮度！

所以，我们就知道了。

Ia型超新星的真实亮度就是约45亿个太阳亮度！

我们明白，距离越远亮度越小的道理。

我们拍摄它爆炸时的亮度与真实亮度进行比较，就能测算出它的距离。

虽然Ia型超新星非常稀少，但是宇宙足够大，星体按亿亿来计算的。

所以，我们又能够找到不少的Ia型超新星。

从而让我们有机会测量出宇宙的大小。

首先，使用前需要检查天文尺的准确性和完好性。

其次，在测量前需要将天文尺平放在需要测量的物体表面上，接触点要平稳。

然后，测量时要保持天文尺的水平和垂直，并用手抵住尺头，防止滑动。

最后，读取测量结果时要注意尺头与刻度的对齐，精准读数。

总的来说，需要注意准确性、平稳性、水平垂直、防滑和精准读数这些方面。