1樓：匿名使用者
第一個計算出地月距離的也是和我們的孔子差不多一個時代，是在公元前3世紀古希臘天文學家阿里斯塔克就測定了地球到月亮距離！他是通過觀測月食計算的。當時古希臘已經知道了月食的成因。
而月球繞地球一圈週期通過觀察月相是早就知道了的。這樣就可算出月亮每分鐘執行的弧度。而且阿里斯塔克猜測太陽與地球距離比月球與地球距離遠得多。
所以太陽光可以看成是平行光。也就是說地球黑影的大小與地球本身大小是一樣的。通過觀測月食時月球邊緣進入地球黑影到離開黑影的時間就可得到地球黑影在月球繞地軌道所佔的弧度。
它的餘切就是地球到月亮距離與地球直徑的比值。而計算這些三角函式在古希臘是小菜一碟。這樣他算出地球到月亮距離是地球直徑的30倍。
而略早，另一古希臘天文學家埃拉託西尼已經通過觀察不同緯度太陽陰影測得地球直徑。代入這個資料阿里斯塔克得到的地月距離是382680千米。而目前用最先進鐳射測距法測得的地月平均距離是384400千米！
古希臘人用一些簡單的木質三角板、量角器、沙漏居然能測得如此精度實在是匪夷所思！
2樓：暗流
泰勒斯2023年前就估計出來了。。。
天體與地球之間的距離是如何測得的？
3樓：嚮導珠寶軟體
很早以前，天文學家就發現一種變星，它們有時候亮，有時候暗，讓人摸不透變化的規律。2023年，英國的業餘天文愛好者古德利克，首先發現「仙王6」星的亮度在天空中不斷髮生變化，而且這種變化十分有規律，週期為5天8小時47分28秒。這個週期被稱作光變週期。
以後，人們又陸陸續續地發現了很多與「仙王6」類似的變星，它們的光變週期有長有短，天文學家就把這類變星稱為「造父變星」。
2023年，美國女天文學家勒維特發現，造父變星的光變週期越長，它的光度就越大。基於這種關係，天文學家只要測量出造父變星的光變週期，就能計算出它的光度，再從光度和亮度的關係上推算出它與地球的距離。很多球狀星團、河外星系等天體與地球的距離十分遙遠，不易確定，但只要能夠觀測到其中的「造父變星」，就能計算出它們與我們的距離。
4樓：被電商耽誤的天文學家
可能有點長，個人認為還是不錯的
三角視差法
測量天體之間的距離可不是一件容易的事。 天文學家把需要測量的天體按遠近不同分成好幾個等級。離我們比較近的天體，它們離我們最遠不超過100光年（1光年＝9.
461012千米），天文學家用三角視差法測量它們的距離。三角視差法是把被測的那個天體置於一個特大三角形的頂點，地球繞太陽公轉的軌道直徑的兩端是這個三角形的另外二個頂點，通過測量地球到那個天體的視角，再用到已知的地球繞太陽公轉軌道的直徑，依靠三角公式就能推算出那個天體到我們的距離了。稍遠一點的天體我們無法用三角視差法測量它和地球之間的距離，因為在地球上再也不能精確地測定他它們的視差了。
移動星團法
這時我們要用運動學的方法來測量距離，運動學的方法在天文學中也叫移動星團法，根據它們的運動速度來確定距離。不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恆星是以相等和平行的速度在銀河系中移動的。在銀河系之外的天體，運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離。
造父視差法（標準燭光法）
物理學中有一個關於光度、亮度和距離關係的公式。s∝l0/r2
測量出天體的光度l0和亮度s，然後利用這個公式就知道天體的距離r。光度和亮度的含義是不一樣的,亮度是指我們所看到的發光體有多亮，這是我們在地球上可直接測量的。光度是指發光物體本身的發光本領，關鍵是設法知道它就能得到距離。
天文學家勒維特發現「造父變星」，它們的光變週期與光度之間存在著確定的關係。於是可以通過測量它的光變週期來定出廣度，再求出距離。如果銀河系外的星系中有顆造父變星，那麼我們就可以知道這個星系與我們之間的距離了。
那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠星系，當然要另外想辦法。
三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法，前一支的尺度是幾百光年，後一支是幾百萬光年。在中間地帶則使用統計方法和間接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度達100億光年數量級。
哈勃定律方法
2023年哈勃(edwin hubble)對河外星系的視向速度與距離的關係進行了研究。當時只有46個河外星系的視向速度可以利用，而其中僅有24個有推算出的距離，哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關係。現代精確觀測已證實這種線性正比關係
v = h0×d
其中v為退行速度，d為星系距離，h0=100h0km．s-1mpc（h0的值為0 利用哈勃定律，可以先測得紅移δν/ν通過多普勒效應δν/ν=v/c求出v，再求出d。 哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星系來看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠的星系間彼此散開的速度越大。 在浩瀚的宇宙中，天體與地球之間的距離都十分遙遠，那麼，我們是怎樣知道它們與地球之間的距離的呢？ 很早以前，天文學家就發現一種變星，它們有時候亮，有時候暗，讓人摸不透變化的規律。2023年，英國的業餘天文愛好者古德利克，首先發現「仙王6」星的亮度在天空中不斷髮生變化，而且這種變化十分有規律，週期為5天8小時47分28秒。這個週期被稱作光變週期。 以後，人們又陸陸續續地發現了很多與「仙王6」類似的變星，它們的光變週期有長有短，天文學家就把這類變星稱為「造父變星」。 2023年，美國女天文學家勒維特發現，造父變星的光變週期越長，它的光度就越大。基於這種關係，天文學家只要測量出造父變星的光變週期，就能計算出它的光度，再從光度和亮度的關係上推算出它與地球的距離。很多球狀星團、河外星系等天體與地球的距離十分遙遠，不易確定，但只要能夠觀測到其中的「造父變星」，就能計算出它們與我們的距離。 星球之間的距離是怎樣測量的？ 5樓：匿名使用者 雷達遙測(radar ranging) 精確決定地球與太陽平均距離(一天文單位，1 au)，是量測宇宙距離的基礎。 由克卜勒定律 ，可以推算出金星與地球的最近距離約是0.28 a.u.。在金星最近地球時，用金星表面的雷達回波 時間，可找出(誤差小於一公里) 1 au = 149,597,870 公里≈1.5* 108 公里 測距適用範圍：～1au。 恆星視差法(stellar parallax) 以地球和太陽間的平均距離為底線，觀測恆星在六個月間隔，相對於遙遠背景恆星的視差 。恆星的距離d d (秒差距，pc) = 1/ p (視差角，秒弧) 1 pc 定義為造成一秒視差角的距離，等於3.26 光年。地面觀測受大氣視寧度的限制，有效的觀測距離約為100 pc (～300 光年)。 在地球大氣層外的hipparcos 衛星與哈伯望遠鏡，能用視差法量測更遠的恆星，範圍可推廣到1000 pc。 測距適用範圍：～1,000 pc。 光譜視差法(spectroscopic parallax) 如果星體的視星等為mv，絕對星等mv，而以秒差距為單位的星體距離是d。它們間的關係稱為距離模數 mv - mv = -5 + log10d 如果知道恆星的光譜分類 與光度分類 ，由赫羅圖 可以找出恆星的光度。更進一步，可以算出或由赫羅圖讀出恆星的絕對星等，代入距離模數公式，即可以找出恆星的距離。 因為主序星的分佈較集中在帶狀區域，所以光譜視差法常用主序星為標的。利用鄰近的恆星，校準光譜視差法的量測。另也假設遠處的恆星的組成與各項性質，大致與鄰近恆星類似。 誤差常在25% 以上，。(注：本銀河系直徑約30 kpc) 測距適用範圍：～7mpc。 例： 若某恆星的視星等為+15 ，其光譜判定為g2 v 的恆星『i從赫羅圖讀出該星的絕對星等為+5 ，代入距離模數公式15 - 5 = 5 log d - 5 ，求出該星的距離d= 1000 pc = 3260 光年。 變星 位在不穩定帶的後主序帶恆星，其亮度有週期性的變化(周光曲線)，而綜合許多變星的周光關係，可以發現變星亮度變化週期與恆星的光度成正比(參見周光關係) 。用來做距離指標的變星種類主要有造父變星(i 型與ii 型)與天琴座變星。 測定變星的光譜類別後，由周光圖可以直接讀出它的光度(絕對星等)。由變星的視星等和絕對星，利用距離模數公式， mv - mv = -5 + log10d 即可定出變星的距離。目前發現，最遠的造父變星 在m 100，距離我們約17 mpc。 測距適用範圍：～17 mpc。 超新星平均每年可以觀測到數十顆外星系的超新星。大部份的超新星(i 型與ii 型) 的最大亮度多很相近，天文學家常假設它們一樣，並以它們做為大距離的指標。 以造父變星校準超新星的距離，以找出i 型與ii 型星分別的平均最大亮度。由超新星的光度曲線 ，可以決定它的歸類。對新發現的超新星，把最大視亮度(mv) 與理論最大絕對亮度(mv) 帶入距離模數公式，即可找出超新星的距離。 ii 型超新星受外層物質的干擾，平均亮度的不確定性較高，i 型超新星較適合做為距離指標。 測距適用範圍：> 1000 mpc。 tulley-fisher 關係 漩渦星系的氫21 公分線，因星系自轉而有杜卜勒加寬 。由譜線加寬的程度，可以找出譜線的位移量δλ，並求出星系的漩渦臂在視線方向的速度vr， δλ/λo = vr/c = vsin i/c i 為觀測者視線與星系盤面法線的夾，由此可以推出漩渦星系的旋轉速率。tulley 與fisher 發現，漩渦星系的光度與自轉速率成正比，現在稱為tulley-fisher 關係。 量漩渦星系的旋轉速率，可以知道漩渦星系的光度，用距離模數公式，就可以找出漩渦星系的距離。tulley-fisher 關係找出的距離，大致與i 型超新星同級，可互為對照。 注：現常觀測紅外線區譜線，以避免吸收。 測距適用範圍：> 100 mpc。 哈伯定律 幾乎所有星系相對於本銀河系都是遠離的，其遠離的徑向速度可用都卜勒效應來測量星系的紅位移 ，進而找出星系遠離的速度。 2023年edwin hubble得到遠離徑向速度與星系距離的關係 哈柏定律 vr = h*d 其中 vr = 星系的徑向遠離速度 h = 哈柏常數=87 km/(sec*mpc) d = 星系與地球的距離以mpc 為單位。 哈柏定律是一個很重要的距離指標，量得星系的遠離速度，透過哈柏定律可以知道星系的距離。 例: 室女群(vigro cluster) 的徑向遠離速度為 vr ＝1180 km/sec， 室女群與地球的距離為 d = vr/h = 1180/70 = 16.8 mpc。 測距適用範圍：宇宙邊緣。 其他測距離的方法 紅超巨星 假設各星系最亮的紅超巨星絕對亮度都是mv = -8 ，受解析極限的限制，適用範圍與光譜視差法相同。 測距適用範圍：～7mpc。 新星 假設各星系最亮的新星，絕對亮度都是mv = -8 。 測距適用範圍：～20 mpc。 hii 區 假設其他星系最亮的hii區之大小，和本銀河系相當。(定h ii區的邊界困難，不準度很高) 行星狀星雲 假設星系行星狀星雲，光度分佈的峰值在mv = - 4.48。 測距適用範圍：～30 mpc。 球狀星團 假設星系周圍的球狀星團，光度分佈的峰值在mv = - 6.5。 測距適用範圍：～50 mpc。 faber-jackson 關係、d-σ關係 faber-jackson 關係與tulley-fisher 關係類似，適用於橢圓星系。faber-jackson 關係：橢圓星系邊緣速率分佈寬度σ的四次方與星系的光度成正比。 d-σ關係：橢圓星系邊緣速率分佈寬度σ與星系的大小d 成正比。 測距適用範圍：> 100 mpc。 星系 假設其他更遠的星系團，與室女星系團中最亮的星系都具有相同的光度mv = -22.83。 測距適用範圍：～4,000 mpc。 托勒密 地心說的提出者 哥白尼 推翻地心說，提出日心說 天體執行論 一行和尚 測量子午線的先驅 伽利略 使用天文望遠鏡研究星空的先驅 星使 第谷 天文測量者，他的測量資料為開普勒的研究奠定基礎開普勒 行星三定律的提出者 宇宙的和諧 笛卡爾 宇宙渦旋體系的提出者 牛頓 反對宇宙渦旋體系，提出萬有引力定... 1 要忍耐孤獨，因為任何一個天文學家都是孤獨的，對很多人來說天文都是泛版 泛而談的談權資並不具備實用價值，因此同道中人會很少。長久沒有成果，也會被親人所反對。孤立無援 2 要有耐心，因為作為一個天文學家需要面對大量來自星空的觀測資料，各個時段星圖 的無數次對比，無數次的數學計算，日日夜夜。沒有耐心，... 在伽利略把望遠鏡指向宇宙之前，因為科技受限，古代天文學家通常使用肉眼和星座相對位置來確認的。我國古代有四位天文學家，他們是 我國古代天文學家不止四位，有甘德 石申 落下閎 賈逵 張衡 祖沖之 劉洪 何承天等。1 甘德 甘德，戰國 時楚國人。生卒年不詳，大約生活於公元前4世紀中期。先秦時期著名的天文學...著名天文學家有那些，著名的天文學家有哪些？
怎樣成為天文學家
哪位能告訴我古代天文學家是怎樣記錄每個星星的位置的