天体距离的测量方法
天文学的天体测量
天文学的天体测量天文学是一门研究宇宙中各种天体以及它们之间相互作用的科学。
在天文学中，天体测量是一个至关重要的领域，它通过测量和记录天体的位置、距离、大小和运动等参数，为我们揭示宇宙的奥秘提供了基础数据。
本文将介绍天文学的天体测量方法和技术。
一、视差测量视差是一种基本的测量方法，用来估算距离相对较近的星体。
视差是指观测者在地球上的两个不同位置观察同一个天体时，由于地球绕太阳公转导致的观测视角的变化。
通过测量这种视角的改变，可以利用三角学原理计算出天体相对地球的距离。
二、光度测量光度测量是指通过测量天体发出的光的强度来推导天体的亮度、大小和距离等参数。
在光度测量中，常用的方法有星等测量和亮度曲线分析。
星等是天文学中用来表示天体亮度的术语，通常用一个数值来表示，数值越小表示亮度越大。
通过观测天体的星等变化，可以推断出天体的距离和亮度等信息。
亮度曲线是指天体的亮度随时间变化的曲线。
通过分析天体的亮度曲线，可以研究天体的表面特征、光度周期和星际介质等信息。
三、光谱测量光谱测量是一种通过分析天体发出的光的颜色和频谱特征来研究天体性质的方法。
通过光谱测量，可以获得天体的化学成分、温度、速度和光度等信息。
光谱测量可以通过光谱仪来实现，光谱仪可以将天体发出的光分解成不同波长的光线，然后用探测器记录下各个波长的光线强度。
通过对不同波长的光线分析，可以识别出天体发出的不同元素的特征光谱线，从而研究天体的成分和物理特性。
四、测量天体距离测量天体距离是天文学中的一项重要任务。
目前常用的方法有三角视差法、光度-距离关系法、标准烛光法和宇宙学红移法等。
三角视差法是通过测量地球绕太阳公转时，天体在天球上的位置变化来计算天体与地球的距离。
光度-距离关系法利用恒星的光度和距离之间的关系，通过测量恒星的亮度和视星等来推算距离。
标准烛光法是通过观测与测量天体距离已知的某种恒星或天体的亮度，然后根据其相对亮度与距离的关系来计算其他天体的距离。
科普天体测量了解星体距离和质量的测量方法
科普天体测量了解星体距离和质量的测量方法天体测量是天文学中非常重要的一项研究方法，它可以帮助我们了解星体之间的距离和质量关系。
通过天体测量，科学家们不仅能够计算出星体之间的距离，还能研究星体的质量以及宇宙中的物质分布情况。
本文将介绍一些常用的天体测量方法，以及它们在天文学研究中的应用。
一、视差法视差法是测量较近星体距离的一种方法。
当地球绕太阳运行时，由于观测位置的改变，我们会发现远处的星体相对于近处的星体有一定的位置移动。
这种位置移动被称为视差角，通过测量视差角的大小，可以计算出星体与地球的平均距离。
视差法广泛应用于测量太阳系中行星、恒星以及一些近邻恒星的距离。
二、光谱法光谱法是利用物体发射或吸收特定波长的光来测量其速度和距离的一种方法。
当星体远离或接近地球时，光谱中的频率会发生一定程度的偏移，这个偏移被称为多普勒效应。
通过测量多普勒效应的大小，我们可以计算出星体相对于地球的运动速度，从而推算出其距离。
光谱法在测量星系中星体的速度、距离以及质量时发挥着重要作用。
三、哈勃定律哈勃定律是通过观察宇宙中的星系，根据它们的红移程度来测量它们之间的距离的一种方法。
根据宇宙膨胀的现象，远离我们的星系会出现红移，而靠近我们的星系则会出现蓝移。
根据红移的程度，科学家们可以计算出星系相对于我们的运动速度，从而推算出它们的距离。
哈勃定律对于测量宇宙之间的距离和了解宇宙的膨胀速度有着重要意义。
四、引力透镜效应引力透镜效应是利用星体的引力对传播过程中的光线进行偏转的现象来进行测量。
当一颗星体位于另一颗星体和观测者之间时，其引力会使得通过它的光线发生弯曲，形成一个放大的像。
通过测量像的形状和位置，可以计算出星体的质量。
引力透镜效应在研究星系聚类、暗物质以及黑洞等领域有重要应用。
五、轨道测量法轨道测量法主要应用于测量行星、卫星或者恒星之间的距离。
通过观测物体在空间中的运动轨迹，计算出其运动周期和相对速度，可以推算出它们之间的距离。
天文学家如伺测屋天体的距离？
似把 地球 绕 太 阳 公转 的轨 道 看 成 是
一
建 立 在 可 靠 的 “ 角视 差 法 ” 之上 三 的 。可 以 更形 象 地 说 ， “ 角 视 差 三 法 ”就 如同摩天 大楼的地基 ，对构 建
个 标 准 的 圆 ，天 文学 上 定 义这 个
（１ Ｕ ）。于是我 们有如 下的 简单三 Ａ
天 文 ｆ Ｔ ＯＮ Ｒ ＯＭＹ Ａｓ
文 Ｉ高新华
当我们在 宁静 的夜晚仰望天空 ， 看到 那点 点繁星 ，大 多数人想 到的 也
等 等一 系列常人不 太关心 的问题 。本 文 介 绍 天 文 学 家 如 何 测 量 天 体 的 距 离 ，因为距 离一直 是天文学 研究 中一
为天 文学家提 供描述 宇宙三维 结构 的
里 ）来表示距离 ，但在更 大范围 内用 公 里 或 者 天 文单 位 来 表 示 距 离 都极 不 方 便 ，这 个 时 候 天 体 的 距 离都 以 秒差 距（ ｃ为 基本 单位 （ ｐ ＝ ．６ ｐ） １ ｃ ３２ 光
年 ，或 ３１ ０、３ ． ×１ ， 公里 ）。据 测量 ， １
ｓ 弱 。假 设星际物 质的消光可 忽略 ， 我
们可 以用一个 简单的平方反 比关 系来 描述这种规律 ：
Ｆ Ｌ（ ＝／ ４×１ Ｔ×ｒ２ （） ＾ ） ４
（ ． ｃ ，根据现 在的 Ｈ值算 得的 宇 ｓＭｐ ） 宙 年龄 （ ／ ）约为 １ ０ 年 ，与 银 １ Ｈ。 ３亿
全 球 最 大 的单 镜 面 光 学 望远 镜 ＨＥ Ｔ
个非常 重要 的基本量 ，是我 们认识宇
宙的基础 。
简而 言 之 ，天体 的 距 离 和 位置
我们 测量两个 物体之 间的距离 困难 得
测量天体距离的方法
测量天体距离的方法测量天体距离是天文学中的一个重要问题，有许多不同的方法可以用来估算天体的距离。
在下面的文章中，我们将介绍10种常用的方法，并对每一种方法进行详细的描述。
1. 星差法星差法是一种古老但有效的方法，可以用来测量距离较近的星系的距离。
它基于天文学家观察太阳系内各个行星和彗星的位置并计算它们的运动。
通过比较在两个不同时间点观测到的星系位置的差异，可以测量它们与地球的距离。
2. 视差法视差法也是一种测量星系距离的方法，但它使用不同的技术。
这种方法基于地球绕太阳的运动，相机或望远镜拍摄的星系在两个不同时间点呈现的位置差异，测量恒星与地球之间的距离。
更近的星系视差变化更大。
3. 恒星颜色指数法恒星的颜色也可以用来确定它们的距离。
这种方法基于恒星发出的光的频率与它们的温度和距离之间的关系。
比较恒星的可见光和红外线光谱可以测量它们的颜色指数，从而确定恒星相对于地球的距离。
4. 间接测量法有些天体的距离可以间接测量。
恒星和行星周围经过的彗星和小行星，如果它们的轨道知道得足够准确，可以测量它们的角直径并通过三角法确定距离。
5. 恒星发光度法恒星的亮度和表面温度之间有一个明显的关系，这意味着恒星表面温度越高，它的亮度就越高。
这个关系可以用斯特凡-玻尔兹曼定律来表述，并用来估算恒星与地球之间的距离。
6. 脉冲星测距法脉冲星是极度稳定的天体，它们发出规律的射电信号，这些信号可以被用来确定它们的距离。
每发出一个射电信号，脉冲星就像一个闹钟一样，它会在地球上留下一个特定的时间印记。
通过测量这些脉冲的时间和频率，可以确定信号是从何处来的以及它来自哪个射电星系。
7. 巨星振荡法这种方法利用恒星的内部振荡模式测量距离。
恒星的尺寸和质量同时影响到它的振荡模式，这些模式的频率可以用来确定恒星与地球的距离，并揭示出恒星的内部结构。
8. 引力透镜引力透镜是相对论基础上的一种测量距离的方法。
说得简单些就是代替太阳重力场产生一个替代的重力场，这样它会扭曲背后的星光，形成一个光环。
测量天体空间距离的方法
测量天体空间距离的方法
测量天体空间距离的方法可以分为几种不同的技术和方法。
以下是一些常用的方法：
1. 视差测量：这是最常用且基本的方法之一。
视差是指由于地
球在公转运动中，观测同一个星体时所得到的观测位置的微小差异。
通过测量这种微小的视差，并结合基线长度，可以计算出星体与地球的距离。
这种方法适用于较近的天体，如太阳系内的星体。
2. 原动测量：原动是指恒星的自行运动。
通过观测恒星在天空
中的位置随时间的变化，可以计算出其自行运动的大小和方向，并进一步推断出其距离。
这种方法适用于较近的恒星。
3. 光度测量：根据恒星的亮度和光谱信息，可以推断出其绝对
亮度和表面温度。
通过比较观测到的亮度和推断的绝对亮度，可以计算出恒星的距离。
这种方法主要适用于较远的恒星。
4. 小行星雷达测量：利用雷达技术，可以测量小行星与地球之
间的距离。
这种方法在测量太阳系内小天体的距离时非常有效。
5. 基于星系红移的测量：根据宇宙膨胀的观测事实，远离我们
的星系会由于多普勒效应而出现红移。
通过测量星系的红移，可以推断出其与我们的距离。
这种方法适用于较远的星系。
这些方法常常需要结合使用，并且在不同距离范围内各有适用性。
科学家们不断探索和改进这些方法，以便更准确地测量天体空间距离。
天体测量学测量宇宙中的距离与尺度
天体测量学测量宇宙中的距离与尺度天体测量学是研究天体距离和尺度的一门学科。
通过测量天体之间的距离和宇宙的尺度，天体测量学为我们提供了解宇宙结构、演化和性质的重要信息。
本文将介绍天体测量学的基本概念和常用方法，以及其对科学研究的重要意义。
一、距离测量方法1. 视差测量视差是指当地球绕太阳公转时，由于不同观测点之间的距离差异而导致的天体在背景中产生微小的位置变化。
视差测量方法通过观测天体在半年间隔中的位置差异，来计算其离地球的距离。
这种方法适用于测量距离太阳系近邻星的距离。
2. 光度测量光度是指天体发射出的光的亮度。
通过观测天体的光度，结合其亮度与距离的关系，可以推算出其距离。
例如，可使用哈勃定律（Hubble's law）来测量远离地球的星系的距离。
3. 银河系巡天银河系巡天是通过观测银河系中的不同天体，如恒星、变星、星系等，并通过它们的亮度和特征来测量宇宙的距离和尺度。
通过比较这些天体的观测数据与理论模型，可以推断它们的距离和位置。
二、宇宙尺度的测量1. 角直径测量角直径测量是指通过测量一个天体在天球上占据的角度大小，然后结合其真实尺寸，来推算出它的距离。
这种方法适用于测量天体的线性尺度，如星系的大小等。
2. 红移测量红移是指由于宇宙膨胀而导致的光红移现象。
通过观测天体的光谱特征，特别是其中的发射线或吸收线，可以测定其红移。
根据红移的大小，可以推测出天体的距离和远离速度。
三、天体测量学的重要意义1. 揭示宇宙的起源和演化通过天体测量学的研究，我们可以测量宇宙的年龄、膨胀速度以及宇宙大尺度结构的形成和演化。
这对于我们了解宇宙的起源和演化过程至关重要。
2. 定量测试宇宙学模型天体测量学提供了大量观测数据，可以用于验证和改善宇宙学模型。
通过比较模型和实际观测结果的吻合程度，可以进一步完善我们对宇宙的认识。
3. 解决物理学问题天体测量学为物理学研究提供了重要的约束条件。
通过准确测量宇宙距离和尺度，可以用于研究暗物质、暗能量、引力波等前沿物理问题，并为物理学的发展提供新的线索和挑战。
第5章 天文学距离测量法
l 秒差距约等于3.26光年或30万亿公里 距离（秒差距）＝ l／视差（角秒）
织女星的视差为 0′′.12 距离＝8.1秒差距
哥白尼在创立日心学说时 曾尝试测量恒星视差以证明地球围绕太阳运
转（未成功）。 哥白尼之后经过了三百来年的 努力，1838年由德国天文学家贝塞尔才测量出 恒星的视差。地动说真正确立。
三, 不同方法测定的天体距离分类
1.几何距离 2.光度距离 3.尺度距离 4.速度距离 5.宇宙学距离 6.距离的绝对测定和相对测定
天文学上的常用距离单位
天文单位：地球到太阳的平均距离， 约为1亿5千万公里。
光年：光线在真空中一年时间内经过的 距离，约为10万亿公里。
秒差距 (pc)：对地球公转轨道半长径的 张角为 1″处的天体的距离。 1pc=3.26光年
4.速度距离
设天体的运动角速度为ω，相应的 线速度为v，根据转动的运动学规律,则 有
v＝ω·D 角速度ω是可观测量，要是能知道 与ω相应的v，由上式可求得距离， 称为速度距离。
5.宇宙学距离
哈勃定律为(观测发现的) Vr=DH0
H0为已知的哈勃常数，Vr为天体视向速 度，由此求得的就是宇宙学距离。
上式只能用于远距离天体。如果Vr 接近光速，还要考虑相对论性改正。 哈勃定律的简单解释是宇宙正在膨胀。
星系团：由几十个到几千个星系构成的更为庞 大的恒星集团。星系团的尺度可达 5Mpc。宇宙中约有85%的星系构成 大小不等的星系团。
5.光度函数
光度---描述恒星自身的辐射功率， 单位：尔 格/秒; 适用于光学，红外、紫外、射电、Χ及γ 射线波段。
一群天体(恒星，星团，星系团等等)中,由 不同光度天体所占的比例而构成的函数。观测 到的光度函数是离散型的，理论上的光度函数 由解析式表示。
天体距离是如何测定的
天体距离是如何测定的邵发仙【期刊名称】《地理教学》【年(卷),期】2010(000)020【总页数】2页(P58-59)【作者】邵发仙【作者单位】西南大学地理科学学院,400715【正文语种】中文在高中地理教材必修一“宇宙中的地球”部分教学过程中，我们经常会遇到“光年障碍”。
在描述星系、天体到地球的距离为××光年时，教师总会提醒学生光年是距离单位而不是时间单位，1光年是指光在一年中传播的距离（1光年=308568千米）。
例如：太阳到银河系中心的距离为2．6万光年，最近河外星系的距离约16万光年，可观测的宇宙范围约150亿光年。
学生可能会追问，几十万光年岂不是光从地球到该天体要走几十万年，谁能活得足够久等到光返回啊？那么天体距离是如何进行测量的呢？由于各种天体距离尺度不一，我们所选择的测量方法也不尽相同。
18世纪以来，人们传统上用三角视差法测定月球到地球的距离；近年来随着科学技术的进步，人们逐渐用雷达和激光测量月地距离。
1．三角视差法几何学中有“角边角定理”，即已知三角形两角及其所夹之一边即可求解该三角形。
三角视差法就是基于这一原理。
视差是观测者在两个不同的位置看同一个天体的方向之差。
图1中M为月球，角P叫做地平视差，根据三角函数可得公式：（R为地球半径，L为月球到地球的距离），则月地距离：由于地心不能到达，实际测量时是通过地面上处于同一子午线的两地来达到目的。
世界上第一次测定地月距离，是1715年至1753年，法国天文学家拉卡伊和他的学生拉朗德，在基本上位于同一子午线的柏林和好望角测得。
2．雷达法无论可见光还是无线电波，本质上都是电磁波，传播的速度都是光速，差别在于频率和波长不同。
雷达的信息载体是无线电波，雷达设备的发射机把电磁波能量射向空间某一方向，处在此方向上的物体反射其碰到的电磁波，雷达接收此反射波，送至接收设备进行处理，提取有关该物体的某些信息，如距离、方位、高度等。
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的单位 ,它们的关系是
m - M = - 5 + log10 d 。
(4)
视星等 m 由观测确定 ,关键是确定恒星的绝对星等
M 。方法是 ,先拍摄距离我们较近的恒星光谱 ,恒
星的光谱和它的表面温度有关 ,按光谱的种类和强
度可以把光谱归纳为几种类型 ,分别是 O 、B 、A 、F 、
G、K、M 型 ;另一方面 ,利用视差法求出恒星的实际
离是几百万光年 ,银河系与仙女星云之间的距离 ,一 般来说 ,大约等于众星系之间的平均距离 。
图 3 赫罗图
银河系有多大呢 ? 通过测量 ,其直径约为 105 光年 ,厚度约为 104 光年 。银河系像一个扁平的盘 , 太阳系位于从圆盘中心到边缘一半的地方 。银河系 里恒星间的平均距离大约为 10 光年的数量级 ,据此 可粗略算出银河系内有大约 500 亿颗星的数量级 。
是宇宙膨胀学说 。1929 年哈勃用 215 米大型望远
镜观测到了更多星系 ,同时发现星系离我们越远 ,其
退行速度 (星系离开我们的速度) 越大 。退行速度
V 和距离 D 成正比 ,即
V = H·D 。
(5)
这就是著名的哈勃定律 , H 为哈勃常数 ,其数值约
为 50～80 千米/ (秒·兆秒差距) 。将星系中特定原
可以通过安放在地球上 A 、B 两点的两个望远镜同
时测得对 C 的两个角度 A 和 B ,算出视差 (视差为 C
对 A 、B 两点的张角) ,再测出 A 、B 两点的距离 ———
基线 ,利用三角知识就可求出人造卫星的高度 。这
·54 ·
种测量距离的方法叫三角视差法 。
在天文测量中 ,通常取地球绕太阳公转的轨道
(ly) 和秒差距 (pc) 。太阳与地球间的平均距离叫做
1 天文单位 (1AU) ,光在一年内所通过的距离叫 1
光年 (ly) ,秒差距在后面我们再作介绍 。它们的关
系是 :1 秒差距 (pc) = 3126 光年 (ly) = 206265 天文
单位 (AU) 。
一 、地球和月球间的距离 ———雷达法
子的光谱同实验室中同原子的光谱进行比较 ,就可
确定光源的退行速度并用哈勃定律算出星系的距离 。
我们今天所用的天文仪器 ,已经能深入到退行
速度为 1/ 3 光速的距离 ,也就是 30 亿光年的距离 。
如果我们能够再深入宇宙 3 倍左右 ,就会看到人类一
般理解的全部可见宇宙 ,这个距离约为 100 亿光年。
五 、银河系和相邻星系间的距离 ———变星法 变星是指视亮度会随时间变化的恒星 ,主要分 成规则性和不规则性变星 。规则性变星中有一种叫 脉动变星 ,脉动变星的光度是循环变化的 ,这是由于 恒星的自动收缩和膨胀引起的 。脉动变星因为其质 量和组成成分的不同 ,会形成不同周期 ,如造父一变 星的周期是 5137 天 。根据周期的光度变化曲线和 光谱 ,便可将恒星分类 。凡跟造父一有相同变化的 恒星统称为造父变星 ,还有天琴座 RR 变星 、室女座 W 型变星等 。分类后 ,先找出可用光谱法测量的变 星 ,测出这些变星的光度 ,发现同一类变星的光度和 周期形成一种关系 ,即光变周期越长的恒星 ,其光度 越大 ,这种关系称为周光关系 (如图 4) 。在地面上 测出变星的光变周期 ,根据周期容易从周光关系中 推出变星的绝对星等 M ,再测出视星等 m ,利用公 式 (4) 就可算出恒星的距离 。 利用变星法可测出许多河外星系的距离 ,如仙 女星云的距离大约为 200 万光年 ,大约是银河系直 径的 20 倍 。今天 ,已知的河外星云有好几百个 ,它 们在各个方向相当均匀地分布着 。相邻星云间的距
的影响 ,就可精确计算出行星的公转周期 ,再利用开
普勒定律 ,就可求出行星到太阳的距离 。例如 ,离太
阳最近的水星的公转周期为 01241 年 ,则水星到太
阳的距离为 01387AU 。海王星离太阳最远 ,距离为
30AU 。
三 、太阳和相邻恒星间的距离 ———三角视差法
在地面上 ,要测量人造卫星 (图 1C 处) 的高度 ,
二 、太阳和行星间的距离 ———开普勒定律法
开普勒定律为
T2/ d3 = 恒量 ,
(1)
式中 T 为行星的公转周期 、d 为行星到太阳的平均
距离 ,若以地球 、太阳间的距离作为 1AU ,以地球公
转周期作为 1 恒星年 ,公式可简化为
T2 = d3 。
(2)
在地球上仔细观察行星运转的轨迹 ,扣除地球公转
距离 ,再把视亮度 (视星等) 转换成真正的光度 (绝对
星等) 。以光谱 (温度) 为横轴 ,以光度 (绝对星等) 为
现代物理知识
纵轴 ,把每颗恒星绘在一张表上 ,这就是赫罗图 (如 图 3) ,它展现了恒星的光谱和光度之间的极巧妙关 系 。由图 3 可以看出 ,大部分恒星分布在从左上角 到右下角的对角线上 ,构成了主序星 ,右上角是红巨 星 ,左下角是白矮星 。如果测量恒星的距离 ,可以先 测出恒星的光谱 ,利用光谱从赫罗图上找到恒星应 有的光度 (绝对星等) ,再测出恒星的视星等 m ,利 用公式 (4) 就可算出恒星的距离 。
天体距离的测量方法
王学水 张玉梅
天体测量在天文研究中占
有重要地位 ,在不同时代 、对不
同天体有不同的测量方法 , 随
着科学技术的发展 , 天体测量
的手段也越来越先进 。由于宇宙空间广袤无垠 ,所
使用的距离单位与通常表示距离的单位也有所不
同 ,表示天体距离的单位有天文单位 ( AU ) 、光年
利用视差法 ,可以测量 300 光年范围内的天体 ,
对于更遥远的天体 ,因为视差太小 ,就无能为力了 ,
这时需要使用恒星光谱的方法 。如果星体的视星等
为 m (我们直接观测到的星等叫视星等) 、绝对星等
为 M (把所有恒星放到 10 秒差距的地方 ,观测到的
星等叫绝对星等) ,以秒差距 (pc) 作为星体距离 d
(青岛市山东科技大学 266510)
封面照片说明 国家“十五”科技攻关项目 ———三维颅面鉴定系 统 ,由辽宁铁岭 213 所研制 。该技术应用法医人类 学 、颜面解剖学与计算机三维数字图像处理技术 ,对 无名颅骨进行面貌复原 ,获得失踪者照片 ,并进行颅 骨重合核验鉴定 ,从而判定被验者身源 。该系统主 要用于杀人 、碎尸 、白骨案件侦察中的被害者身源查 找与鉴别 ,火灾 、空难 、海难 、爆炸事件中死者身源的 辨别 ,可以为刑事侦察和司法审判提供线索和证据 。
半径 (115 ×108km) 为基线 ,当被测天体的视差为 1
角秒时 (1 角秒 = 1/ 3600 度) ,该天体的距离叫做 1 秒差距 (1pc) 。若距离 d 用 pc 作单位 ,视差π用角
秒作单位 ,它们的关系是
d = 1/ π
(3)
假如我们要测量某恒星 ,可以先准确记录它此时的
位置 ,半年后 ,当地球走到轨道的另一端时再测量一
次 ,求得视差 , 利用上述公式就可算出距离 ( 如图
2) 。例如南门二的视差为 0178 角秒 ,它到地球的距
离 d = 1/ 0178pc = 1128pc = 4119 光年 。太阳和我们
周围最近的恒星间的距离大约为 10 光年的数量级 ,
这也是银河系中恒星间的平均谱法
20 世纪 60 年代 ,人们利用雷达测出了地球与
月球间的距离 。方法是把雷达束对准月球 ,发出一
个短脉冲信号 ,测出信号往返所用的时间 t ,由于雷
达信号的速度等于光速 ,利用公式 d = vt/ 2 ,即可
求出 。从地球上发出的雷达信号 ,经 2156 秒返回地
球 ,于是得出地球和月球间的距离约为 4 ×105km 。
(李博文)
·55 ·
19 卷 1 期 (总 109 期)
图 4 周光关系
六 、宇宙的大小 ———红移法
光谱研究发现 ,几乎所有星系发出的光都有红
移现象 ,所谓红移现象就是观测到的某物质的谱线
的频率比实验室测知的频率要低 。根据多普勒效
应 ,当光源离开观察者时 ,接收到的光的频率变低 ,
星系的光谱红移证明 ,这些星系正在远离我们 ,这就