哈勃望远镜如何判断距离

发现了星系的光束，就可以对该光束进行很多测定和分析，比如星系亮度(视星等)，光谱分析(频率、红移量等)，以及多次测定该星系的多道光束与黄道面投影的夹角度数。有了这些不同的数据信息，因而星系距离的测定方法也不唯一。

方法一：无线电反射法

就字面意思的理解，即向某星体发现无线电波，再根据返回信号的时间延迟，由

D = c * t/2

c为光速，t为接收反射信号与发射信号的时间差。

得到星系与地球的距离。该方法同样可用于海底深度测量，地球半径及地球内部构造的探测。

该方案相对较原始，但测量的结果比较精准。缺点是适用距离非常有限，一般也就太阳系内距地较近几个星球的距离测量。

方法二：三角视差法

在科学前期积累的地球半径、地球公转半径等数据的基础上，对于一些较近的星系，我们可以通过三角视差法来测量该星系距地的远近。

由三角函数cosα = r/D，得星系距离D = r/cosα

其中，α为光束方向与黄道面直径夹角，r为日地距离(或平均公转半径)。

该方法不仅可以测算某恒星与地球的距离，还可以推算距地近似相等两星系之间(B星距A星)的距离。缺点是当星系太远(超过100光年)时，视差夹角太小无法分辨而不可用。

方法三：主序拟合法与造父变星法

随着时间推移，恒星的颜色都会逐渐变得更红，通过对这些恒星颜色和亮度的精确测定，并将这些恒星与那些距离较近，且已经通过视差方法测定过距离的主序星进行对比。

这种方法因而被称之为主序(星)拟合法，由此我们将能够大大延伸我们的宇宙测量标尺，从而得以估算遥远的多的恒星的距离，但其误差范围相对也更大。

这一方法背后的基本前提是：我们认为那些质量相似，年龄相仿的恒星，如果它们的距离相同，那么它们的亮度也应该是一样的。但事实是，这些恒星看上去都是不一样亮的，这也就意味着它们的距离远近不同。

主序拟合法中的主序星，常常被视作一种“宇宙标准烛光”，被测量的恒星是假设为其亮度恒定。然而宇宙中还存在一些恒星，其自身亮度有着显著变化，电磁辐射非常不稳定，我们称之为变星。

多数恒星在亮度上几乎都是固定的。以我们的太阳来说，太阳亮度在其11年的周期中变化幅度只有0.1%，可以忽略为亮度恒定。

对于这一类恒星，用普通的主序拟合法就不太实用，必须考虑其亮度变化周期，从而在同样的周期间隔内测量(近似)同一等级亮度。

结合关系式：S ∝ L0 / D²

L0为恒星光度，S为恒星的亮度，D为恒星距地距离。

综合其他方案测定。

方法四：分光视差法

分光视差法是利用恒星光谱中某些谱线的强度比和绝对星等的线性经验关系。

关系公式：M = m + 5 - 5lgπ

M为其绝对星等，m为该恒星的视星等，π为天体视差。

得到M的值后，再由距离模数公式：m - M = -5 + 5logD

求出该星系的距离d

该方法适用于距离在7 Mpc(约2,300万光年)内的星系间距离测算，pc为“秒差距”(1pc近似为3.261光年)，Mpc为“百万秒差距”。

方法五：谱线红移测距法

我们知道“多普勒效应”主要是测量声波及电磁波物体移动速度的方法之一。而宇宙的恒星也在距离我们不断远去，相对于地球观察者而言，其光的波长被拉大，频率变低，整体光谱向红外线区域偏移，即所谓红移现象。

20 世纪初，光谱研究发现几乎所有星系的都有红移现象。1929年哈勃用2.5米大型望远镜观测到更多的河外星系，又发现星系距我们越远，其谱线红移量越大。

哈勃指出天体红移与距离有关：Z = H*D /c

Z为光谱红移量；c为光速；D为距离；H为哈勃常数(其值为50～80千米/秒·Mpc)

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。

利用该方法，目前测得的最大距离约为465亿光年左右，也就得出我们当前可观测宇宙的直径约为930亿光年。

其他方法

除上之外，星系测距离测定的方法还有如：威尔逊-巴普测距法，星际视差法，力学视差法，星群视差法，统计视差法，自转视差法等等。

虽然我们有着许多不同测量方法，但要准确测定某星系距地距离，也是困难重重的。其一是地球上接收到的远距离光信号是非常微弱的，且夹杂有太多宇宙噪音。其二是不同方法测量的结果大相径庭，且没有准确答案予以参考核对。

其实与其说是望远镜能直接知道看到物体距离地球有多远,还不如说是通过运算之后才知道观测到的物体距离究竟是多远.至于目前天文学上星际天体距离的计算的方法有以下三种：

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,就可以得出其绝对星等,而目视星等和绝对星等间存在和距离相关的函数,也就是说,测量了造父变星的光变周期,就可以得出它的距离.这种方法常用在测量河外星系的距离上.因此造父变星有个外号叫“量天尺”.