相随心转5

太阳到地球之间的距离在天文学上称为“日地距离”，也可以叫作“太阳距离”。这个距离是从太阳的中心位置开始，一直到地球的中心，两个中心之间直线距离就叫作“日地距离”。但是我们的地球并不是以一个正圆的轨道在围绕着太阳旋转，而是一个椭圆形的轨道，所以这个距离并不是一个固定的数字，它其它是在随着地球的位置变化而变化的。

这个距离的变化也是在一定范围内，当地球运行到离太阳最远的位置时，也是日地距离最大的时候，这个位置就叫做“远日点，此时日地距离是15210万公里。同样的道理，当地球运行到离太阳最近的时，也是日地距离最小的时候，这个位置就叫做“近日点”，此时的日地距离是14710万公里。所以真实的日地距离是在不停变化的，这是由地球轨道造成的。

但在平时为了表达方便，科学家们取了一个平均距离。并且一直延用下来，这个平均距离就是一个天文单位，天文联合会把它确定为149597870公里，接近1.5亿公里。我们经常在说太阳光要用8分18秒才能传到地球上来，就是以这个平均距离来算的，其实这个时间根据地球位置的不同是在不断变化的，并非是一个确定数。

那么这个日地距离又是怎么测量出来的呢。一种是利用小行星来进行测量，但更好的方法是利用一种天文现象，这个现象叫做“金星凌日”，科学家利用太阳、金星、地球三个天体，在它们刚好排在一条直线上的时候来测量日地距离。

早在1716年，当时的哈雷就提出了利用金星凌日这一现象来测量日地距离，金星凌日的时候，通过观察得到金星的视直径，然后接合金星的公转周期，那太阳的视差就可能用开普勒第三定律推算出来，从而可以推算出日地距离。后来他预测到1761年会出现这一天象，那一年由于金星太靠近太阳，干扰严重，没有测量好。科学家又等了8年，在又一次金星凌日时才测量到一个比较精确的数字。5年后法国天文学家利用这次测量到的资料第一次推算出了太阳到地球的距离，不过那时测量条件有限，所以得的数字并不是特别精确，他算出的日地距离是1.52到1.54亿公里。后来的人们有了更好的条件，利用雷达波来测量，在金星凌日的时候，把雷达波射向金星表面，再根据反射回来的雷达波来测量。用这一方法算出来的日地平均距离是 149,597,870公里。

这个数字看似很精确，但由于是超长距离的上测量，只要有一丁点的误差就会和实际上有很大的区别。日地距离能够精确到几百米就不错了，你想精确到厘米级别，现在还达不到这个水平。

宇宙天问

太阳距离地球有多远？这个问题看似简单但曾困扰了我们超过2000年。通过现代天文学我们知道，太阳与地球之间的距离为一个天文单位，即149,597,870,700米，约等于1.5亿公里。

古希腊的思想家最早开始测算日地距离，科学家通过日食时月亮几乎将太阳完全覆盖，用肉眼观测与简单计算来推测日地距离，但存在较大的误差。直到18世纪，开普勒和牛顿的发现让我们寻找到测量日地距离的一个新方法。

金星和地球绕太阳公转的轨道可近似认为呈现圆形。在地球和金星不断绕太阳公转的过程中，金星和太阳与地球连线所呈的夹角有大有小，这个夹角被称作距角。当在地球上看到金星距离太阳最远时，此时距角最大，这被称作大距。由于大距会出现在太阳的两侧，所以有东大距与西大距之分。在金星大距时，地球和金星的连线与金星公转轨道相切，即地球和金星的连线垂直于金星和太阳的连线，示意图如下：

通过上图知道，只要我们测出地球和金星的距离d以及金星大距的数值α，那么，根据三角函数关系，可以计算出地球和太阳的距离r=d/cosα

通过雷达法很容易测出金星在大距时与地球的距离约为1.007亿公里（这种方法的原理类似于激光测距法，通过向天体表面发射雷达波，等待雷达波被反射回地球，然后测出时间差，再除以2，最后再乘以光速，这就是天体的距离），另外金星的大距为47.8度，代入公式可以计算出日地距离约为1.5亿公里。

关于激光反射法，则需要在目标天体上安装反射器，而除了在月球上有放置了激光反射器之外，其他太阳系天体上都没有这样的装置，所以想用这种方法测量太阳和地球的距离是不可能的。同时，我们也不能使用雷达反射法直接测出地球和太阳的距离，因为太阳是等离子体，无法反射可测的雷达波。

科普团

可以用假设的方法来算出来：

我们都知道地球自转一周是一天，公转一周是一年。

地球自转一周假设是80000公里，公转一周是365天。也就是365个80000公里。

根据这个数据，我们就可以算出来地球卫绕太阳公转的圆周长。

80000×365＝2920万公里（周长）

我们知道了地球卫绕太阳公转的周长。接下来我们求出它的半径。这个半经也就是地球和太阳的实际距离。

半径＝周长÷2÷π（3，14）

2920万（公里）÷2＝1460万（公里）

1460万（公里）÷3，14＝464，97万（公里）

也就是说地球距离太阳是464，97万（公里）。

见解——以上是模拟计算。

滿園金秋

0说一说古代的人怎么进行天体测量。

一、地球直径/子午线的测量。

选择一个地点A，再往南一定距离选择B。两地垂直树立标杆，在同一天中午，太阳在正上方时，测量标杆影子最短时的距离。由此得出太阳的视角。两地的角度差就是纬度差。根据两地距离，计算出子午线长度，得到地球直径。

二、月球的距离

在月食的时候，测量从初亏到结束的时间。就算出月球走过地球直径距离的时间。每月的时间是确定的，进而算出月球绕地球轨道的周长，得出地球和月球的距离。这个距离比较粗糙。更精确的是测量月掩星的时间。

三、太阳的距离

在日食时，测量所用时间。就是地球移动月球直径的距离的时间。具体还要考虑地球自转的影响，月球的角直径。

还有就是利用地球直径，测量太阳的视角差，计算地日距离。

四、恒星的距离

这个比较困难，因为恒星距离地球太遥远了。只能利用地球公转轨道，还要有精密的仪器。最近的星星距离地球4.2光年。

一叶枫流O灵似舞妖

太阳与地球的实际距离可以用数学公式来计算，大家都知道地球围绕太阳的运动轨道是椭圆轨道。地球在椭圆轨道上自转一周(滚动一周)，是一个昼夜(24小时)，称为一天，也称为一日。地球在椭圆轨道上自转了(365周)365日6小时9分10秒，完成椭圆轨道一周，称为一年。

已知：地球运动完成椭圆轨道一周的时间是365日6小时9分10秒，地球周长是40000千米，时速是1670千米/小时，分速是27.833333千米/分，秒速是0.46388889千米/秒。求得椭圆周长C

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

=14600000+10020+25.499997+4.6388889

=14610050(千米)

=1461.0050万(千米)

现在我们已经计算出了：地球围绕太阳运动的椭圆轨道周长是

1461.0050万(千米)。

设：C为椭圆周长，A为椭圆长半径，R为椭圆短半径，尢(you)是椭圆周率：尢=0.57079632675。α为赤道平面与黄道平面的夹角。

已知：椭圆轨道周长：C=1461.0050万(千米)，椭圆周率：尢=0.57079632675.赤道平面与黄道平面的夹角：α=23°26'，经查表得知：COS23°26'=0.9176。求椭圆轨道长半径A=？。椭圆轨道短半径R=？。

椭圆周长公式：

C=4A(1+尢•COSα)

=4R(1/COSα+尢)。

把已知数代入公式：

因为，C=4A(1+尢•COSα)

所以，A=C/4(1+尢•COSα)

=1461.0050÷4(1+0.57079632675×0.9176)=239.703497万(千米)

再把已知数代入公式：

因为，C=4R(1/COSα+尢)

所以，R=C/4(1/COSα+尢)

=1461.0050÷4(1÷0.9176+0.57079632675)=219.951929万(千米)

现在我们已经算出了：

地球夏至冬至时距太阳心的长距离是：

239.703497万(千米)。

地球春分秋分时距太阳心的短距离是：

219.951929万(千米)。

下面我们计算一下太阳的半径。

已知：地球距日心的近距离是：

219.951929万(千米)。看图：日地距离测量图。

我们已知地球赤道附近某一点F距太阳中心O点距离FO=

219.951929万(千米)。过O点FO垂直于太阳直径D两端分别是H和G。用量角器测得：FH射线与FG射线的夹角β=2°54'，∠OFH=∠OFG=β/2=1°27'

经查表得知：tg1°27'=0.0253。

求太阳半径OG。

根据三角函数：tg=对/邻。

得：tgβ/2=OG/FO

OG=219.951929×0.0253

=5.5647838万(千米)。

夏至冬至时地球距太阳表面距离大约是239.703497－5.5647838

=234.1387123万(千米)。

春分秋分时地球距太阳表面距离大约是219.951929－5.5647838

=214.3871452万(千米)。

张其升椭圆公式创始人

日地距离不是这么测的。激光反射那是测月地距离，要在月球上放一个三面镜子互成直角的反射器，这样激光才会原路返回。

古代利用月全食推算太阳直径，再加上太阳的视角约为0.5°，就算出日地距离。参见阿里斯塔克的计算。这个方法对观测误差非常敏感，只要有一点点误差，结果就会相差很多，在古代肉眼观测条件下，算出的结果严重偏小（这也跟古代人想象中的宇宙很小有关）。17世纪有了新的办法，由于各行星的轨道半径之比可以由开普勒定律算出，所以只要测出内行星的视差，就可以推算出太阳的视差，从而得到日地距离。哈雷提出通过在全世界多个位置观测金星凌日测定金星的视差，后来在1761年和1769年首次实施了这一观测，这一办法一直用到20世纪。60年代初，雷达技术的发展使得金星的距离可以直接由雷达测出，不必再用视差。现在则是在太空探测器上使用雷达和其它遥感手段测行星距离，从而算出日地距离。参见天文单位的测定历史。

九度Scorpio

太阳与地球的距离不是直接测量出来的，而是利用间接的方法算出来的。我们无法通过向太阳发射雷达信号然后等待回波的时间来测出太阳的距离，因为作为等离子体的太阳难以反射雷达波，而且太阳本身也有巨大的电磁干扰。测量太阳距离最经典的方法是金星凌日法，四百多年前的天文学家哈雷（最早算出哈雷彗星的轨道）最早提出这种方法，后来的天文学家利用该方法首次较为精确地得到了日地距离。

金星位于地球内侧，大约每隔584个地球日，两个天体就会会合一次，金星位于地球和太阳的连线之间。于是，从地球上观测，就能看到金星从太阳前方掠过。金星凌日的原理与日食一样，只是月球视直径较大，可以刚好挡住太阳。

但由于金星和地球的轨道存在3.4度的夹角，所以并非每次会合都会出现金星凌日的现象。事实上，每隔一个世纪才会出现两次，最近的两次相隔8年，上两次是在2012年和2004年，下一次要到98年后的2117年。

采用金星凌日法来计算日地距离，本质上是利用三角视差的原理。

如上图所示，假设在地球上相隔较远的两位观察者同时观察金星凌日的现象，那么，对于P来说，金星在太阳盘面上的运动轨迹为AB；而对于P'来说，金星在太阳盘面上的运动轨迹为A'B'。在P和P'观测到的金星凌日时间之比就正比于AB和A'B'的“长度”（视直径）之比。根据勾股定理可以计算出夹角θ：

其中R表示太阳的视半径（0.25度），tP表示P点的金星凌日时间，ω表示金星的轨道角速度，tP'表示P'点的金星凌日时间。

计算出夹角之后，再由P和P'的距离，可以算出金星和地球的距离。通过天文观测，哈雷知道金星和太阳距离是地球和太阳距离的0.72倍，所以就能算出日地距离。在1761年，天文学家利用金星凌日法测出的日地距离与现代数值相差不到3%。

另外，也可以通过金星的东大距和西大距来测量日地距离。在金星绕太阳运动的过程中，它和太阳与地球所成的夹角会不断变化。当这个角度达到最大时，就被称为金星大距。此时，地球与金星的连线刚好垂直于金星与太阳的连线。在金星东西大距时，它和太阳与地球所成的夹角大约为46度，由此可以直接得到日金距离是日地距离的72%。再通过雷达波反射法精确测出金星和地球的距离，利用三角函数就能算出日地距离。

天文学家在知道日地距离之后，就能利用三角视差法测量位于太阳系外的恒星距离，这里就不再赘述。

火星一号

我是南极观星人，主业是在南极看星星，也是《宝宝的物理学》和《玩转星球》译者，欢迎 关注 我

关于激光测距

首先看下面这条新闻“ 中国科学院云南天文台国内首次实现月球激光测距”，云台此次实现精确月球激光测距利用1.2m望远镜的激光测距系统和月面反射器Apollo15（阿波罗15）。

对，没看错，利用了月面反射器！

在过去的半个世纪中，冷战争霸的两大对手美苏两国通过登月航天器在月球表面成功放置了多个月面反射器（美国的阿波罗11号、阿波罗14号、阿波罗15号；苏联的月球车1号和月球车2号），通过地面望远镜从地面测站向月球发射一束脉冲激光﹐然后接收从月球表面的月面反射器反射回来的激光回波﹐通过测站上的计数器测定激光从发射到接受到的总的往返时间间隔﹐乘以光速再除以2就便可推算出地月距离。

阿波罗11号布置的月面反射器如⬆️。从成本、加工难度、可靠性等方面考虑，一般会做成小激光反射镜的阵列，而不是一块单独的大镜子。

如果不使用反射器会怎样，还能进行激光测距吗？当然可以！但只能靠月球表面对激光的反射。月球表面布满月尘，反射是漫反射，地球发射的激光打到月球表面仅有极小一部分才能被反射回望远镜，因此月面激光回波变得非常弱。为了保证足够的测量强度，需要接受到足够强的激光回波信号才行，那么就需要1）加大激光发射功率，2）加大望远镜接收器面积，3）足够良好的天气条件（大气散射）。

地球和太阳之间的距离测量能用激光测距方法吗？不可以！

谁也不能飞到太阳上去放一块反射器！太阳表面的等离子体气体层不是固体也没法安置一块反射器！就算能放，太阳表明温度高达~6000K，反射器放在上面也会被融化掉。那不放反射器行吗？日地距离是月地距离的大约400倍，如果考虑光强度衰减是距离的平方，普通的激光测距方法需要的强大激光器和望远镜也超过了人类制造的极限。况且，还有一个重要的因素是，就算一切物质条件都具备，我们人类发射的“强大”激光相比于太阳的光芒来说微乎其微，犹如一滴水掉入大海。就算我们成功接收到激光回波信号，我们也无法从收到的海量光子中找出我们所发射的信号。

天文距离是如何测定的？

天体距离的测量时天文学的重要工作之一。天文上距离测量可用的方法有很多。

对于比较近的天体（恒星等）可以采用三角视差法、分光视差法、造父变星视差法等，而对于较远的星系可采用Ia型超新星测距、哈勃红移法等。

三角视差法 实际上就是解三角函数，已知日地距离au，测量夹角π

分光视差法 每种类型的恒星都有固定的亮度，也就是绝对星等M，但离我们远我们看到亮度就感觉暗，离我们近就会觉得亮。测量恒星的视星等（看到的星等）m，利用绝对星等M和距离r的关系：5✖️lg r = m − M +5直接求解。

造父变星视差法 大约一个世纪之前，人们就发现造父变星的亮度和亮度变化周期有密切的关系，周期越长亮度越高，也就是大家说的周光关系。下图展示了天琴座RR型造父变星的周光关系。纵轴的亮度用绝对星等表示，横轴的变化周期用时间（天）表示。通过对亮度变化周期的测量可以推算出恒星真实亮度的绝对星等M，再利用看到的亮度视星等m，可以计算出距离r。

Ia型超新星测距 超新星是恒星演化到晚期在死亡时刻的发生的壮丽的爆发现象，根据光谱，超新星可以分为I型和II型，I型又分为Ia、Ib和Ic三个类型。其中Ia型超新星是热核爆炸超新星，特点是非常明亮且光度单一，也就是说每个Ia型超新星的亮度是一样的，常被称谓宇宙的标准烛光。换句话说，有固定的绝对星等M，像上面的方法一样，测量到视星等M，就可以推算出这可超新星和地球的距离r。这可颗超新星所在星系和我们之间的距离也被认为是r。

哈勃红移法 1929年天文学家哈勃发现，银河系外的星系光谱都具有红移，并且星系谱线的红移量与星系到我们距离成正比，也就是大家所说的哈勃关系。因此通过测量星系的光谱，分辨和证认其中的金属谱线（发射线和吸收线），比较它们和实验室测得金属谱线波长λ之间的偏差Δλ就是算出星系的红移z：z=Δλ/λ ，因此也就知道了和我们相距的距离r=cz/H0 ，其中c是光速，H0是哈勃常数。

对于距离我们最近的恒星——太阳，常用的是利用金星凌日现象

1726年哈雷提出利用不同地点观测金星凌日来测量日地距离的方法。哈雷认为只要通过观测金星凌日得到了金星的视直径，并且知道金星的公转周期，则太阳视差可以很容易地由开普勒第三定律推算出来，从而计算日地距离。1769 年5月23日，在欧洲天文学家与航行至塔希提岛的库克船长合作观测下，终于得到精确的观测资料。

现代的测量则较为简单和精确，从太空探测器利用雷达和遥测精密的测量金星（其它内行星也可以）的相对位置（距离d），测量金星大距的数值α，就可以只直接算出日地距离r。

目前测得日地距离最大值为15, 210万千米（远日点）、最小值为 14, 710万千米（近日点）、平均值为14，960万千米。

南极观星人

与其说是测量，不如说计算更合适。有几种办法可以进行计算：

1.三角视差法

三角视差法是一种利用不同视点对同一物体的视差来测定距离的方法。对同一个物体，分别在两个点上进行观测，两条视线与两个点之间的连线可以形成一个等腰三角形，根据这个三角形顶角的大小，就可以知道这个三角形的高，也就是物体距观察者的距离。

2.谱线红移法

哈勃定律：天体红移与距离有关：Z = H*d /c，式中Z为红移量；c为光速；d为距离；H为哈勃常数，其值为50～80千米/（秒·兆秒差距）。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。

3.激光测距

激光测距仪是利用激光对目标的距离进行准确测定(又称激光测距)的仪器。激光测距仪在工作时向目标射出一束很细的激光，由光电元件接收目标反射的激光束，计时器测定激光束从发射到接收的时间，计算出从观测者到目标的距离。

可以看出，数学和科学定律，在我们认识太空的过程中发挥了巨大的作用。

客官，你要是觉得回答的可以就点个赞吧，要是有槽要吐，也在下方尽情的吐吧，已备垃圾桶和纸巾。👆👆👆🚩🚩🚩

九九途鸭科普

用三角测量法（又称视差法）.地球沿着直径约为3亿公里的轨道,绕太阳运行.天文学家可以在某一天观察一颗恒星,隔半年后再对同一颗恒星进行观察,发现两次观察恒星的视角差异.利用很简单的三角学原理,就可以根据不同的视角,计算出该恒星到地球的距离.这种方法适合于测算距离地球400光年以内的恒星

至于测量的有多准，用三角测量法是十分准确的

關鍵字: 距离 太阳 科学