天文測距

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不知道你有沒有想過，許多科學專文提到某某星球距離地球有多遠，對這些人類可能無法到達的地方，天文學家是如何計算出來的呢？

基本上，天文測距可分兩大類：

一是太陽系內的星體，另一為太陽系外的星星。

太陽系內星體，因為距離地球較近，我知道有三種方式測量 (雖然還有其它方法，但超乎我的理解範圍)：
一、可用雷達或雷射光測距，利用雷達波或雷射光反射原理，測量信號發射到接收的時間，即可推算距離，距離 = 信號發射到接收時間 x 光速 / 2，月球、金星適合採用此法。

二、於地球兩地同時觀測一星，知道兩地距離及視角差 (參考六分儀一文)，以三角函數及等腰三角形特性即可推算距離，sin(θ/2) = d/(2L)。

三、利用日蝕、月蝕，估算地球、月球、太陽之間距離，但是此法還需知道地球、月球、太陽半徑大小，參考師範大學物理系網頁說明。

太陽系外的恆星，距離地球太遙遠無法再利用雷達及日月蝕等方法，因此基本假設恆星位置不動，另外利用地球兩地同時觀測方法也不適用，由於星星太遙遠，幾乎沒有視角差，推算將產生較大誤差。 因此改以太陽和地球公轉半徑為基準，觀察天體視角差來估算距離，這個修正方法與太陽系內兩地觀星原理相同，但須要較長觀測週期，例如在十二月二十一日午夜十二點觀看北極星，那麼三個月後同一時間地點，三月二十一日午夜十二點再觀測一次，或是相隔半年觀測比較，就可以利用兩次觀測的視角差及地球公轉半徑，來推算恆星的距離，這是古典的測距方法。

地球對太陽的公轉半徑稱為一個天文單位 (AU，約 1.496 x 10¹¹ 公尺)，光的行進速度約需八分半鐘，天文單位只適合太陽系內各行星間距離比較，太陽系外就改為光年或秒視差表示，1 秒視差 = 3.26 光年 (= 1.496 x 10¹¹/ (3 x 10⁸ x 3600 x 24 x 365.24) / sin^-1(π/180/3600))。

另外，天文學家發現還可以利用變星的特性來估測恆星的距離，變星是一種亮度有周期變化的恆星，天文學家已經研究出恆星亮度週期與絕對亮度的關係，因此只要觀察變星的亮度週期，就可以推算變星的絕對亮度。此外，我們知道亮度一樣的星星放在不同遠近的距離，觀察星星亮度的感覺也會不相同，簡單的說恆星距離越遠，視星等會變暗，公式如下：

mV - MV = -5 + 5 log(L)

如果星體的視星等為 mV，絕對星等 MV，而以秒視差為單位的星體距離是 L，以 10 個秒視差當距離基準 (也就是 10 個秒視差 = 32.6 光年，視星等 = 絕對星等)。

在脈動變星中以造父變星最為有名，被人譽為「量天尺」。其它觀測恆星距離可參考銘傳大學通識講義或雅虎知識，未來科技更進步，應該還會有更多精確方法來測量估算。