相隨心轉5

太陽到地球之間的距離在天文學上稱為“日地距離”，也可以叫作“太陽距離”。這個距離是從太陽的中心位置開始，一直到地球的中心，兩個中心之間直線距離就叫作“日地距離”。但是我們的地球並不是以一個正圓的軌道在圍繞著太陽旋轉，而是一個橢圓形的軌道，所以這個距離並不是一個固定的數字，它其它是在隨著地球的位置變化而變化的。

這個距離的變化也是在一定範圍內，當地球運行到離太陽最遠的位置時，也是日地距離最大的時候，這個位置就叫做“遠日點，此時日地距離是15210萬公里。同樣的道理，當地球運行到離太陽最近的時，也是日地距離最小的時候，這個位置就叫做“近日點”，此時的日地距離是14710萬公里。所以真實的日地距離是在不停變化的，這是由地球軌道造成的。

但在平時為了表達方便，科學家們取了一個平均距離。並且一直延用下來，這個平均距離就是一個天文單位，天文聯合會把它確定為149597870公里，接近1.5億公里。我們經常在說太陽光要用8分18秒才能傳到地球上來，就是以這個平均距離來算的，其實這個時間根據地球位置的不同是在不斷變化的，並非是一個確定數。

那麼這個日地距離又是怎麼測量出來的呢。一種是利用小行星來進行測量，但更好的方法是利用一種天文現象，這個現象叫做“金星凌日”，科學家利用太陽、金星、地球三個天體，在它們剛好排在一條直線上的時候來測量日地距離。

早在1716年，當時的哈雷就提出了利用金星凌日這一現象來測量日地距離，金星凌日的時候，通過觀察得到金星的視直徑，然後接合金星的公轉週期，那太陽的視差就可能用開普勒第三定律推算出來，從而可以推算出日地距離。後來他預測到1761年會出現這一天象，那一年由於金星太靠近太陽，干擾嚴重，沒有測量好。科學家又等了8年，在又一次金星凌日時才測量到一個比較精確的數字。5年後法國天文學家利用這次測量到的資料第一次推算出了太陽到地球的距離，不過那時測量條件有限，所以得的數字並不是特別精確，他算出的日地距離是1.52到1.54億公里。後來的人們有了更好的條件，利用雷達波來測量，在金星凌日的時候，把雷達波射向金星表面，再根據反射回來的雷達波來測量。用這一方法算出來的日地平均距離是 149,597,870公里。

這個數字看似很精確，但由於是超長距離的上測量，只要有一丁點的誤差就會和實際上有很大的區別。日地距離能夠精確到幾百米就不錯了，你想精確到釐米級別，現在還達不到這個水平。

宇宙天問

太陽距離地球有多遠？這個問題看似簡單但曾困擾了我們超過2000年。通過現代天文學我們知道，太陽與地球之間的距離為一個天文單位，即149,597,870,700米，約等於1.5億公里。

古希臘的思想家最早開始測算日地距離，科學家通過日食時月亮幾乎將太陽完全覆蓋，用肉眼觀測與簡單計算來推測日地距離，但存在較大的誤差。直到18世紀，開普勒和牛頓的發現讓我們尋找到測量日地距離的一個新方法。

金星和地球繞太陽公轉的軌道可近似認為呈現圓形。在地球和金星不斷繞太陽公轉的過程中，金星和太陽與地球連線所呈的夾角有大有小，這個夾角被稱作距角。當在地球上看到金星距離太陽最遠時，此時距角最大，這被稱作大距。由於大距會出現在太陽的兩側，所以有東大距與西大距之分。在金星大距時，地球和金星的連線與金星公轉軌道相切，即地球和金星的連線垂直於金星和太陽的連線，示意圖如下：

通過上圖知道，只要我們測出地球和金星的距離d以及金星大距的數值α，那麼，根據三角函數關係，可以計算出地球和太陽的距離r=d/cosα

通過雷達法很容易測出金星在大距時與地球的距離約為1.007億公里（這種方法的原理類似於激光測距法，通過向天體表面發射雷達波，等待雷達波被反射回地球，然後測出時間差，再除以2，最後再乘以光速，這就是天體的距離），另外金星的大距為47.8度，代入公式可以計算出日地距離約為1.5億公里。

關於激光反射法，則需要在目標天體上安裝反射器，而除了在月球上有放置了激光反射器之外，其他太陽系天體上都沒有這樣的裝置，所以想用這種方法測量太陽和地球的距離是不可能的。同時，我們也不能使用雷達反射法直接測出地球和太陽的距離，因為太陽是等離子體，無法反射可測的雷達波。

科普團

可以用假設的方法來算出來：

我們都知道地球自轉一週是一天，公轉一週是一年。

地球自轉一週假設是80000公里，公轉一週是365天。也就是365個80000公里。

根據這個數據，我們就可以算出來地球衛繞太陽公轉的圓周長。

80000×365＝2920萬公里（周長）

我們知道了地球衛繞太陽公轉的周長。接下來我們求出它的半徑。這個半經也就是地球和太陽的實際距離。

半徑＝周長÷2÷π（3，14）

2920萬（公里）÷2＝1460萬（公里）

1460萬（公里）÷3，14＝464，97萬（公里）

也就是說地球距離太陽是464，97萬（公里）。

見解——以上是模擬計算。

滿園金秋

0說一說古代的人怎麼進行天體測量。

一、地球直徑/子午線的測量。

選擇一個地點A，再往南一定距離選擇B。兩地垂直樹立標杆，在同一天中午，太陽在正上方時，測量標杆影子最短時的距離。由此得出太陽的視角。兩地的角度差就是緯度差。根據兩地距離，計算出子午線長度，得到地球直徑。

二、月球的距離

在月食的時候，測量從初虧到結束的時間。就算出月球走過地球直徑距離的時間。每月的時間是確定的，進而算出月球繞地球軌道的周長，得出地球和月球的距離。這個距離比較粗糙。更精確的是測量月掩星的時間。

三、太陽的距離

在日食時，測量所用時間。就是地球移動月球直徑的距離的時間。具體還要考慮地球自轉的影響，月球的角直徑。

還有就是利用地球直徑，測量太陽的視角差，計算地日距離。

四、恆星的距離

這個比較困難，因為恆星距離地球太遙遠了。只能利用地球公轉軌道，還要有精密的儀器。最近的星星距離地球4.2光年。

一葉楓流O靈似舞妖

太陽與地球的實際距離可以用數學公式來計算，大家都知道地球圍繞太陽的運動軌道是橢圓軌道。地球在橢圓軌道上自轉一週(滾動一週)，是一個晝夜(24小時)，稱為一天，也稱為一日。地球在橢圓軌道上自轉了(365周)365日6小時9分10秒，完成橢圓軌道一週，稱為一年。

已知：地球運動完成橢圓軌道一週的時間是365日6小時9分10秒，地球周長是40000千米，時速是1670千米/小時，分速是27.833333千米/分，秒速是0.46388889千米/秒。求得橢圓周長C

C=365×40000+6×1670+9×27.833333+10×0.46388889

=14600000+10020+25.499997+4.6388889

=14610050(千米)

=1461.0050萬(千米)

現在我們已經計算出了：地球圍繞太陽運動的橢圓軌道周長是

1461.0050萬(千米)。

設：C為橢圓周長，A為橢圓長半徑，R為橢圓短半徑，尢(you)是橢圓周率：尢=0.57079632675。α為赤道平面與黃道平面的夾角。

已知：橢圓軌道周長：C=1461.0050萬(千米)，橢圓周率：尢=0.57079632675.赤道平面與黃道平面的夾角：α=23°26'，經查表得知：COS23°26'=0.9176。求橢圓軌道長半徑A=？。橢圓軌道短半徑R=？。

橢圓周長公式：

C=4A(1+尢•COSα)

=4R(1/COSα+尢)。

把已知數代入公式：

因為，C=4A(1+尢•COSα)

所以，A=C/4(1+尢•COSα)

=1461.0050÷4(1+0.57079632675×0.9176)=239.703497萬(千米)

再把已知數代入公式：

因為，C=4R(1/COSα+尢)

所以，R=C/4(1/COSα+尢)

=1461.0050÷4(1÷0.9176+0.57079632675)=219.951929萬(千米)

現在我們已經算出了：

地球夏至冬至時距太陽心的長距離是：

239.703497萬(千米)。

地球春分秋分時距太陽心的短距離是：

219.951929萬(千米)。

下面我們計算一下太陽的半徑。

已知：地球距日心的近距離是：

219.951929萬(千米)。看圖：日地距離測量圖。

我們已知地球赤道附近某一點F距太陽中心O點距離FO=

219.951929萬(千米)。過O點FO垂直於太陽直徑D兩端分別是H和G。用量角器測得：FH射線與FG射線的夾角β=2°54'，∠OFH=∠OFG=β/2=1°27'

經查表得知：tg1°27'=0.0253。

求太陽半徑OG。

根據三角函數：tg=對/鄰。

得：tgβ/2=OG/FO

OG=219.951929×0.0253

=5.5647838萬(千米)。

夏至冬至時地球距太陽表面距離大約是239.703497－5.5647838

=234.1387123萬(千米)。

春分秋分時地球距太陽表面距離大約是219.951929－5.5647838

=214.3871452萬(千米)。

張其升橢圓公式創始人

日地距離不是這麼測的。激光反射那是測月地距離，要在月球上放一個三面鏡子互成直角的反射器，這樣激光才會原路返回。

古代利用月全食推算太陽直徑，再加上太陽的視角約為0.5°，就算出日地距離。參見阿里斯塔克的計算。這個方法對觀測誤差非常敏感，只要有一點點誤差，結果就會相差很多，在古代肉眼觀測條件下，算出的結果嚴重偏小（這也跟古代人想象中的宇宙很小有關）。17世紀有了新的辦法，由於各行星的軌道半徑之比可以由開普勒定律算出，所以只要測出內行星的視差，就可以推算出太陽的視差，從而得到日地距離。哈雷提出通過在全世界多個位置觀測金星凌日測定金星的視差，後來在1761年和1769年首次實施了這一觀測，這一辦法一直用到20世紀。60年代初，雷達技術的發展使得金星的距離可以直接由雷達測出，不必再用視差。現在則是在太空探測器上使用雷達和其它遙感手段測行星距離，從而算出日地距離。參見天文單位的測定歷史。

九度Scorpio

太陽與地球的距離不是直接測量出來的，而是利用間接的方法算出來的。我們無法通過向太陽發射雷達信號然後等待回波的時間來測出太陽的距離，因為作為等離子體的太陽難以反射雷達波，而且太陽本身也有巨大的電磁干擾。測量太陽距離最經典的方法是金星凌日法，四百多年前的天文學家哈雷（最早算出哈雷彗星的軌道）最早提出這種方法，後來的天文學家利用該方法首次較為精確地得到了日地距離。

金星位於地球內側，大約每隔584個地球日，兩個天體就會會合一次，金星位於地球和太陽的連線之間。於是，從地球上觀測，就能看到金星從太陽前方掠過。金星凌日的原理與日食一樣，只是月球視直徑較大，可以剛好擋住太陽。

但由於金星和地球的軌道存在3.4度的夾角，所以並非每次會合都會出現金星凌日的現象。事實上，每隔一個世紀才會出現兩次，最近的兩次相隔8年，上兩次是在2012年和2004年，下一次要到98年後的2117年。

採用金星凌日法來計算日地距離，本質上是利用三角視差的原理。

如上圖所示，假設在地球上相隔較遠的兩位觀察者同時觀察金星凌日的現象，那麼，對於P來說，金星在太陽盤面上的運動軌跡為AB；而對於P'來說，金星在太陽盤面上的運動軌跡為A'B'。在P和P'觀測到的金星凌日時間之比就正比於AB和A'B'的“長度”（視直徑）之比。根據勾股定理可以計算出夾角θ：

其中R表示太陽的視半徑（0.25度），tP表示P點的金星凌日時間，ω表示金星的軌道角速度，tP'表示P'點的金星凌日時間。

計算出夾角之後，再由P和P'的距離，可以算出金星和地球的距離。通過天文觀測，哈雷知道金星和太陽距離是地球和太陽距離的0.72倍，所以就能算出日地距離。在1761年，天文學家利用金星凌日法測出的日地距離與現代數值相差不到3%。

另外，也可以通過金星的東大距和西大距來測量日地距離。在金星繞太陽運動的過程中，它和太陽與地球所成的夾角會不斷變化。當這個角度達到最大時，就被稱為金星大距。此時，地球與金星的連線剛好垂直於金星與太陽的連線。在金星東西大距時，它和太陽與地球所成的夾角大約為46度，由此可以直接得到日金距離是日地距離的72%。再通過雷達波反射法精確測出金星和地球的距離，利用三角函數就能算出日地距離。

天文學家在知道日地距離之後，就能利用三角視差法測量位於太陽系外的恆星距離，這裡就不再贅述。

火星一號

我是南極觀星人，主業是在南極看星星，也是《寶寶的物理學》和《玩轉星球》譯者，歡迎 關注 我

關於激光測距

首先看下面這條新聞“ 中國科學院雲南天文臺國內首次實現月球激光測距”，雲臺此次實現精確月球激光測距利用1.2m望遠鏡的激光測距系統和月面反射器Apollo15（阿波羅15）。

對，沒看錯，利用了月面反射器！

在過去的半個世紀中，冷戰爭霸的兩大對手美蘇兩國通過登月航天器在月球表面成功放置了多個月面反射器（美國的阿波羅11號、阿波羅14號、阿波羅15號；蘇聯的月球車1號和月球車2號），通過地面望遠鏡從地面測站向月球發射一束脈衝激光﹐然後接收從月球表面的月面反射器反射回來的激光回波﹐通過測站上的計數器測定激光從發射到接受到的總的往返時間間隔﹐乘以光速再除以2就便可推算出地月距離。

阿波羅11號佈置的月面反射器如⬆️。從成本、加工難度、可靠性等方面考慮，一般會做成小激光反射鏡的陣列，而不是一塊單獨的大鏡子。

如果不使用反射器會怎樣，還能進行激光測距嗎？當然可以！但只能靠月球表面對激光的反射。月球表面佈滿月塵，反射是漫反射，地球發射的激光打到月球表面僅有極小一部分才能被反射回望遠鏡，因此月面激光回波變得非常弱。為了保證足夠的測量強度，需要接受到足夠強的激光回波信號才行，那麼就需要1）加大激光發射功率，2）加大望遠鏡接收器面積，3）足夠良好的天氣條件（大氣散射）。

地球和太陽之間的距離測量能用激光測距方法嗎？不可以！

誰也不能飛到太陽上去放一塊反射器！太陽表面的等離子體氣體層不是固體也沒法安置一塊反射器！就算能放，太陽表明溫度高達~6000K，反射器放在上面也會被融化掉。那不放反射器行嗎？日地距離是月地距離的大約400倍，如果考慮光強度衰減是距離的平方，普通的激光測距方法需要的強大激光器和望遠鏡也超過了人類製造的極限。況且，還有一個重要的因素是，就算一切物質條件都具備，我們人類發射的“強大”激光相比於太陽的光芒來說微乎其微，猶如一滴水掉入大海。就算我們成功接收到激光回波信號，我們也無法從收到的海量光子中找出我們所發射的信號。

天文距離是如何測定的？

天體距離的測量時天文學的重要工作之一。天文上距離測量可用的方法有很多。

對於比較近的天體（恆星等）可以採用三角視差法、分光視差法、造父變星視差法等，而對於較遠的星系可採用Ia型超新星測距、哈勃紅移法等。

三角視差法 實際上就是解三角函數，已知日地距離au，測量夾角π

分光視差法 每種類型的恆星都有固定的亮度，也就是絕對星等M，但離我們遠我們看到亮度就感覺暗，離我們近就會覺得亮。測量恆星的視星等（看到的星等）m，利用絕對星等M和距離r的關係：5✖️lg r = m − M +5直接求解。

造父變星視差法 大約一個世紀之前，人們就發現造父變星的亮度和亮度變化週期有密切的關係，週期越長亮度越高，也就是大家說的周光關係。下圖展示了天琴座RR型造父變星的周光關係。縱軸的亮度用絕對星等表示，橫軸的變化週期用時間（天）表示。通過對亮度變化週期的測量可以推算出恆星真實亮度的絕對星等M，再利用看到的亮度視星等m，可以計算出距離r。

Ia型超新星測距 超新星是恆星演化到晚期在死亡時刻的發生的壯麗的爆發現象，根據光譜，超新星可以分為I型和II型，I型又分為Ia、Ib和Ic三個類型。其中Ia型超新星是熱核爆炸超新星，特點是非常明亮且光度單一，也就是說每個Ia型超新星的亮度是一樣的，常被稱謂宇宙的標準燭光。換句話說，有固定的絕對星等M，像上面的方法一樣，測量到視星等M，就可以推算出這可超新星和地球的距離r。這可顆超新星所在星系和我們之間的距離也被認為是r。

哈勃紅移法 1929年天文學家哈勃發現，銀河系外的星系光譜都具有紅移，並且星系譜線的紅移量與星系到我們距離成正比，也就是大家所說的哈勃關係。因此通過測量星系的光譜，分辨和證認其中的金屬譜線（發射線和吸收線），比較它們和實驗室測得金屬譜線波長λ之間的偏差Δλ就是算出星系的紅移z：z=Δλ/λ ，因此也就知道了和我們相距的距離r=cz/H0 ，其中c是光速，H0是哈勃常數。

對於距離我們最近的恆星——太陽，常用的是利用金星凌日現象

1726年哈雷提出利用不同地點觀測金星凌日來測量日地距離的方法。哈雷認為只要通過觀測金星凌日得到了金星的視直徑，並且知道金星的公轉週期，則太陽視差可以很容易地由開普勒第三定律推算出來，從而計算日地距離。1769 年5月23日，在歐洲天文學家與航行至塔希提島的庫克船長合作觀測下，終於得到精確的觀測資料。

現代的測量則較為簡單和精確，從太空探測器利用雷達和遙測精密的測量金星（其它內行星也可以）的相對位置（距離d），測量金星大距的數值α，就可以只直接算出日地距離r。

目前測得日地距離最大值為15, 210萬千米（遠日點）、最小值為 14, 710萬千米（近日點）、平均值為14，960萬千米。

南極觀星人

與其說是測量，不如說計算更合適。有幾種辦法可以進行計算：

1.三角視差法

三角視差法是一種利用不同視點對同一物體的視差來測定距離的方法。對同一個物體，分別在兩個點上進行觀測，兩條視線與兩個點之間的連線可以形成一個等腰三角形，根據這個三角形頂角的大小，就可以知道這個三角形的高，也就是物體距觀察者的距離。

2.譜線紅移法

哈勃定律：天體紅移與距離有關：Z = H*d /c，式中Z為紅移量；c為光速；d為距離；H為哈勃常數，其值為50～80千米/（秒·兆秒差距）。根據這個定律，只要測出河外星系譜線的紅移量Z，便可算出星系的距離d。

3.激光測距

激光測距儀是利用激光對目標的距離進行準確測定(又稱激光測距)的儀器。激光測距儀在工作時向目標射出一束很細的激光，由光電元件接收目標反射的激光束，計時器測定激光束從發射到接收的時間，計算出從觀測者到目標的距離。

可以看出，數學和科學定律，在我們認識太空的過程中發揮了巨大的作用。

客官，你要是覺得回答的可以就點個贊吧，要是有槽要吐，也在下方盡情的吐吧，已備垃圾桶和紙巾。👆👆👆🚩🚩🚩

九九途鴨科普

用三角測量法（又稱視差法）.地球沿著直徑約為3億公里的軌道,繞太陽運行.天文學家可以在某一天觀察一顆恆星,隔半年後再對同一顆恆星進行觀察,發現兩次觀察恆星的視角差異.利用很簡單的三角學原理,就可以根據不同的視角,計算出該恆星到地球的距離.這種方法適合於測算距離地球400光年以內的恆星

至於測量的有多準，用三角測量法是十分準確的

關鍵字: 太陽 科學 日地