某某星球距离我们几万甚至几亿光年是怎么测量的？

1. 某某星球距离我们几万甚至几亿光年是怎么测量的？

目前人类观测的极限大概在130亿光年。测量办法：
雷达波法：直接向天体发射雷达波，通过雷达被反射的时间确定距离。适用于太阳系内天体，可以精确到厘米级别。
2.三角视差法：通过地球绕太阳的公转引起的观测天体位置的变化来确定天体的距离。
3.造父变星法：通过造父变星的亮度与光度变化周期之间的关系来确定天体的距离。父变星的光变周期与光度之间存在一种关系。
4.光谱光度法：利用主序星的亮度和光谱类型的关系确定距离，适用于几千万光年以内。要求至少能分辨出该星系内一个蓝超巨星——即最明亮的主序星。5.1a型超新星法：1a型超新星是白矮星质量达到太阳1.44倍后爆炸形成的超新星，所以1a型超新星的亮度都是一个固定值，通过计算它的实际亮度与它爆炸时的观测亮度，可以计算出超新星与我们的距离。6.哈勃定律法：通过天体退行速度和距离之间的关系来确定所有天体的距离，这种方法属于上述5种测量方法均无法测量或者没有测量条件的情况下的无奈之举，误差甚至能超过100%。

2. 星球之间的距离是怎么算出来的？ 我知道两星球之间30万光年距离的数学上的意义，可是，这个距离是怎得来的

恒星离我们那么遥远，怎样才能测量出它们的距离呢？比较近的恒星可以用视差的方法进行测量。譬如，我们要测量远处的一座塔到我们的距离，可以先确定两个已知距离的测量点，然后分别从这两个点去看塔顶的方向，两个方向的夹角就叫做视差角。在一个等腰三角形中，知道顶角和对边，就可以求出它利用周年视差测量恒星的距离的高，也就是塔顶到我们的距离。 
  测量较近处的恒星，我们可以把地球绕太阳运动轨道的直径作为已知距离的基线。地球绕太阳一周的时间是一年，半年绕行半周。在相隔半年的那两天里，地球正好处在地球轨道直径的两端。在相隔半年的那两天分别观测同一颗恒星，其方向是不同的，这就是它的视差角。由视差角和地球的轨道直径(3亿千米)，便可以计算出恒星的距离了。利用这种方法只能测量二三百光年以内的恒星的距离。 
  更远处的恒星，因为它们的视差角太小了，无法测准，只能寻找其他方法。其中一个著名的方法是利用造父变星的周光关系来推算遥远天体的距离，造父变星因此而获得了“量天尺”的美称。

3. 有的星星距离地球几百万光年，科学家是怎么计算出这个距离滴？

红移 多普勒  http://www.oursci.org/magazine/200107/010716.htm  人们常常用“天文数字”来形容数字的巨大，事实也确实如此：  日－地距离是149 597 870千米，仙女座星系距离我们236万光年，整  个宇宙的尺度大约是15 000 000 000光年(大约合9 460 800 000 000 000米）。  这些硕大无朋的数字是什么得出的？天文学家用的是什么尺子？  从窗口望去我可以判断大街上的行人距离我多远，这依靠的是周  围的参照物和生活常识，要测量旗杆的高度可以把它放倒然后用尺子  量。然而对于天文学家来说，这些方法全都是遥不可及——的确是遥  不可及，天文学家的工作就是研究那些遥不可及的天体。那么，天文  学家是如何测量距离的呢？  从地球出发  首先来说说视差。什么是视差呢？视差就是观测者在两个不同位  置看到同一天体的方向之差。我们来做个简单的实验：伸出你的右手  拇指，交替闭合和睁开双眼，你会发现拇指向对于背景左右移动。这  就是视差。在工程上人们常用三角视差法测量距离。如图，如果我们  测量出∠α、∠β和两角夹边a（称作基线）， 那么这个三角形就可以  被完全确定。  天体的测量也可以用三角视差法。它的关键是找到合适的边长a——  因为天体的距离通常是很大的——以及精确测量角度。  我们知道，地球绕太阳作周年运动，这恰巧满足了三角视差法的条  件：较长的基线和两个不同的观测位置。试想地球在轨道的这一侧和另  一侧，观测者可以察觉到恒星方向的变化——也就是恒星对日－地距离  的张角θ（如图）。图中所示的是周年视差的定义。通过简单的三角学  关系可以得出：  r=a/sinθ  由于恒星的周年视差通常小于1°，所以(使用弧度制)sinθ≈θ。如  果我们用角秒表示恒星的周年视差的话，那么恒星的距离r=206 265a/θ。  通常，天文学家把日－地距离a称作一个天文单位（A.U.）。只要测量  出恒星的周年视差，那么它们的距离也就确定了。当然， 周年视差不  一定好测。 第谷一辈子也没有观测的恒星的周年视差——那是受当时  的观测条件的限制。  天文单位其实是很小的距离，于是天文学家又提出了秒差距（pc）  的概念。也就是说，如果恒星的周年视差是1角秒（1/3600秒），那么  它就距离我们1秒差距。很显然，1秒差距大约就是206265天文单位。  遗憾的是，我们不可能把周年视差观测的相当精确。现代天文学使  用三角视差法大约可以精确的测量几百秒差距内的天体，再远，就只好  望洋兴叹了。  星等的关系  星等是表示天体相对亮度的数值。我们直接观测到的星等称为视星  等，如果把恒星统一放到10秒差距的地方，这时我们测量到的视星等就  叫做绝对星等。视星等（m）和绝对星等（M）有一个简单的关系：  5lg r=m-M+5  这就意味着，如果我们能够知道一颗恒星的视星等（m） 和绝对星  等（M），那么我们就可以计算出它的距离（r）。不消说，视星等很好  测量，那么绝对星等呢？很幸运，通过对恒星光谱的分析我们可以得出  该恒星的绝对星等。这样一来，距离就测出来了。通常这被称作分光视  差法。  绝对星等是很有用的。天文学家通常有很多方法来确定绝对星等。  比如主星序重叠法。如果我们认为所有的主序星都具有相同的性质。那  么相同光谱型的恒星就有相同的绝对星等。如果对照太阳附近恒星的赫  罗图，我们就可以求出遥远恒星的绝对星等，进而求出距离。  造父变星是一种性质非常奇特的恒星。所谓变星是指光度周期性变  化的恒星。造父变星的独特之处就在于它的光变周期和绝对星等有一个  特定的关系（称为周光关系）。通过观测光变周期就可以得出造父变星  的绝对星等。有了绝对星等，一切也就好说了。  造父变星有两种：经典造父变星和室女座W型造父变星， 它们有不  同的周光关系。天琴座的RR型变星也具有特定的周光关系，因此也可以  用来测定距离。这种使用变星测距的方法大致可以测量108秒差距的恒星。  向红端移动  人们观测到，更加遥远的恒星的光谱都有红移的现象，也就是说，  恒星的光谱整个向红端移动。造成这种现象的原因是：遥远的恒星正在  快速的离开我们。根据多普勒效应可以知道，离我们而去的物体发出的  光的频率会变低。  1929年，哈勃(Hubble,E.P.)提出了著名的哈勃定律，即河外星系的视  向退行速度和距离成正比：v=HD。这样，通过红移量我们可以知道星  体的推行速度，如果哈勃常数H确定，那么距离也就确定了（事实上，  哈勃太空望远镜的一项主要任务就是确定哈勃常数H）。  这样，我们就可以测量到这个可观测宇宙的边缘了。  回到地球  不过还是有一个问题，这种天文学的测量如同一级一级的金字塔，  那么金字塔的地基——天文单位到底是多少呢？如果测量不出天文单位，  其他的测量就都成了空中楼阁。  天文单位的确是天文测量的基石。20世纪60年代以前，天文单位也  是用三角测量法测出的，在这之后，科学家使用雷达测量日－地距离。  雷达回波可以很准确的告诉我们太阳里我们有多远，这样一来，天文学  家就可以大胆的测量遥远的星辰了

4. 光年指的是什么？为什么有些星球距离地方距离以光年来算？

光年是距离单位，不是时间单位。
在一儒略年（定义值为365.25日）的时间中，在自由空间以及距离任何引力场或磁场无限远的地方，一个光子所行走的距离。因为真空中的光速是每秒299,792,458米（准确值），所以一光年等于9460730472580800米（准确值），或者,5878625373183.608英里，或5108385784330.886海里，或约9.46×10^15米或约9.46×10^12千米。
不是有些星球距离是以光年计算，而是出了太阳系之后的所有距离都是按光年来计算的，因为距离实在太远，按其它单位计算的话数值太大。太阳系之内的距离一般是按天文单位来计算的。天文单位以A.U.表示，其数值取地球和太阳之间的平均距离。国际天文学联合会1964年决定采用1A.U.=1496x10^5千米，自1968年使用至1983年底；又于1978年决定改用1A.U.=149597870千米，从1984年开始使用。

5. 光年怎样换算？为什么科学家要用光年来计算地球与某个行星的距离？

光年就光跑一年的距离,光速大约为30万千米每秒.所以1光年为30^3600^24^365万千米.因为这个数字大到很适合地球和其太阳系外星球距离.

6. 离我们几百亿光年的星球，我们是怎么测出这个距离的？

人类目前还观测不到几百亿光年外的星球，目前人类观测的极限大概在130亿光年。
 
测量距离主要有一下几种办法；
1.雷达波法：直接向天体发射雷达波，通过雷达被反射的时间确定距离。适用于太阳系内天体，可以精确到厘米级别。
 
 
2.三角视差法：通过地球绕太阳的公转引起的观测天体位置的变化来确定天体的距离。简单的说，就是当地球绕分别绕日公转到轨道最左侧和最右侧时，所要测量的星体的观测角度变化了多少度，这相当于知道了一个等边三角形的底长和三个角的角度分别是多少，要求出这个三角形的高就非常容易。适用于1000光年以内天体。
 
 
3.造父变星法：通过造父变星的亮度与光度变化周期之间的关系来确定天体的距离。父变星的光变周期与光度之间存在一种关系。概括地说就是造父变星的光变周期越长，其光度也越大，具体过程较为复杂。适用于几百万光年以内的星体，要求至少能分辨出该星系内的一个造父变星。
 
 
4.光谱光度法：利用主序星的亮度和光谱类型的关系确定距离，适用于几千万光年以内。要求至少能分辨出该星系内一个蓝超巨星——即最明亮的主序星。
 
 
5.1a型超新星法：1a型超新星是白矮星质量达到太阳1.44倍后爆炸形成的超新星，所以1a型超新星的亮度都是一个固定值，通过计算它的实际亮度与它爆炸时的观测亮度，可以非常准确的计算出超新星所在星系与我们的距离。要求该星系至少发生过一次1a型超新星，不过情况较少。只要有足够倍率的望远镜能够看到1a型超新星，就可以估算出接近数十亿光年远的天体。
 
 
6.哈勃定律法：通过天体退行速度和距离之间的关系来确定所有天体的距离，这种方法属于上述5种测量方法均无法测量或者没有测量条件的情况下的无奈之举，误差甚至能超过100%。

7. 距离地球最近的星星是多少光年?

太阳是银河系中一颗普通的恒星。银河系中约有1000亿颗恒星，其中离我们太阳系最近的一颗恒星叫做比邻星，它位于半人马座，离太阳的距离是4．22光年。光年是天文上表示距离的单位，是指光在一年中所走的路程，约94605亿公里。4．22光年相当于399，233亿公里。迄今为止，人类发射的宇宙飞船飞得最快的要算“旅行者”号，它的速度是每小时52000公里，如果我们想乘“旅行者”飞船到比邻星去旅行，来回一次就得17万年，以我们短暂的生命，目前根本不可能实现这个愿望。宇宙之大，虽说是比邻也远在天涯啊！ 上面是说离太阳系最近的一颗恒星。至于离地球最近的恒星就是太阳。太阳和地球的平均距离约为1．5亿公里，天文上把这个距离当作1个天文单位。 离地球最近的天体要算月球了，它是一颗卫星，与地球的平均距离是384401公里，“旅行者”号飞船要不了8个小时就可以从地球到达月球。这在空间时代的今天，诗人们再也不必发出：“明月几时有，把酒问青天，不知天上宫阙，今夕是何年”的感叹了！

8. 科学家们说某某星球距离我们几万甚至几亿光年是怎么测量的？

光年没有说一夜就测出来的呀。一句话传千里也会变的！呵呵~
三角视差法 

测量天体之间的距离可不是一件容易的事。 天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级。离我们比较近的天体，它们离我们最远不超过100光年（1光年＝9.461012千米），天文学家用三角视差法测量它们的距离。三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点，地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点，通过测量地球到那个天体的视角，再用到已知的地球绕太阳公转轨道的直径，依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了。稍远一点的天体我们无法用三角视差法测量它和地球之间的距离，因为在地球上再也不能精确地测定他它们的视差了。 

移动星团法 

这时我们要用运动学的方法来测量距离，运动学的方法在天文学中也叫移动星团法，根据它们的运动速度来确定距离。不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中移动的。在银河系之外的天体，运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离。 

造父视差法（标准烛光法） 

物理学中有一个关于光度、亮度和距离关系的公式。S∝L0/r2 

测量出天体的光度L0和亮度S，然后利用这个公式就知道天体的距离r。光度和亮度的含义是不一样的,亮度是指我们所看到的发光体有多亮，这是我们在地球上可直接测量的。光度是指发光物体本身的发光本领，关键是设法知道它就能得到距离。天文学家勒维特发现“造父变星”，它们的光变周期与光度之间存在着确定的关系。于是可以通过测量它的光变周期来定出广度，再求出距离。如果银河系外的星系中有颗造父变星，那么我们就可以知道这个星系与我们之间的距离了。那些连其中有没有造父变星都无法观测到的更遥远星系，当然要另外想办法。 

三角视差法和造父视差法是最常用的两种测距方法，前一支的尺度是几百光年，后一支是几百万光年。在中间地带则使用统计方法和间接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度达100亿光年数量级。 

哈勃定律方法 

1929年哈勃(Edwin Hubble)对河外星系的视向速度与距离的关系进行了研究。当时只有46个河外星系的视向速度可以利用，而其中仅有24个有推算出的距离，哈勃得出了视向速度与距离之间大致的线性正比关系。现代精确观测已证实这种线性正比关系 

V = H0×d 

其中v为退行速度，d为星系距离，H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值为0<h0<1）为比例常数，称为哈勃常数。这就是著名的哈勃定律。 

利用哈勃定律，可以先测得红移Δν/ν通过多普勒效应Δν/ν=V/C求出V，再求出d。 

哈勃定律揭示宇宙是在不断膨胀的。这种膨胀是一种全空间的均匀膨胀。因此，在任何一点的观测者都会看到完全一样的膨胀，从任何一个星系来看，一切星系都以它为中心向四面散开，越远的星系间彼此散开的速度越大。