Question

光年怎样理解？

光年是光在一年中所行驶的距离。两地间的距离是十万光年，也就是光实行十万年才能到达。 既然如此的十万年，我们怎样测出的？是十万年前人发的光现在才能达到我们这里？那那个星还在那里吗？

Answer 1

长度单位"光年"
光年，长度单位，指光在真空中行走一年的距离，它是由时间和速度计算出来的，光行走一年的距离叫“一光年”。一光年即约九万四千六百亿公里。更正式的定义为：在一儒略年的时间中（即365.25日，而每日相等于86400秒），在自由空间以及距离任何引力场或磁场无限远的地方，一光子所行走的距离。因为真空中的光速是每秒299,792,458米(准确)，所以一光年就等于 9,460,730,472,580,800米(准确)，或大约相等于米 = 9.46 拍米。
（或5，786，101，150，000英里。
或5，108，385，784，330，890海里
或约等于9.46 × 10^15 m = 9.46 拍米。 ）就是9454254955488公里（读作：九万四千五百四十二亿五千四百九十五万五千四百八十八千米）（按每分钟60秒一天24小时一年365天计算）
（注：1千米（公里） ＝ 0.6214英里 ＝0.540海里）
相关:
光年一般是用来量度很大的距离，如太阳系跟另一恒星的距离。光年不是时间的单位。
光由太阳到达地球需时约八分钟（即地球跟太阳的距离为八“光分”）。
已知距离太阳系最近的恒星为半人马座比邻星，它相距4.22光年。
我们所处的星系——银河系的直径约有十万光年。
假设有一近光速的宇宙船从银河系的一端到另一端，它将需要多于十万年的时间。但这只是对于（相对于银河系）静止的观测者而言，船上的人员感受到的旅程实际只有数分钟。这是由于特殊相对论中的移动时钟的时间膨胀现象。
目前天文观测范围已经扩展到200亿光年的广阔空间，它称为总星系。
与天文学中其它常用单位的换算：
一秒差距等于3.26光年。
一光年等于63,240天文单位。
另外，光每秒大约行驶30万千米，每分钟行驶1800万千米，每小时行驶108000万千米，每天行驶2592000万千米，每年行驶946080000万千米。所以每光年的距离大约是：946080000万千米。

Answer 2

恒星是距离我们非常遥远，连光都要走好多年。那么，怎样测量出恒星的距离呢?
测量的方法很多，其中对大量较近的恒星可以采用三角视差法测量，如右图。地球绕太阳作周年运动，地球和太阳的距离在恒星处的张角称为“周年视差”，用π表示。地球和太阳的平均距离a是已知的，周年视差π可测定出。这样，有了a和π恒星和太阳的距离r就很容易求出，即：见最后的图 （π很小，按直角三角形公式计算）

测量恒星的距离还有其它许多方法，而三角视差法是最基本的方法。

宇宙中的距离是怎样测量的

如果我们不知道恒星离我们究竟多远，那么对它们就会简直说不上什么来。天上一颗不显眼的小小星点可能是地球跟前一个本身并不发光而只不过反射阳光，直径还不到一米的东西，但是也可能是一个光强相当于整整一个星系，由于远在宇宙深处而原来的壮丽景观不被人们辨认的天体。想要根据地球上可以直接测量的间距去推测宇宙中的距离，这决非容易。

在当今这个电子时代，太阳系的距离测量是不成问题的。人们用雷达测量金星的距离，并且根据约翰内斯·开普勒发现的“开普勒第三定律”来分析。这条定律把各行星绕太阳公转的周期和它们的轨道半径联系了起来，举例来说，如果A和B各代表一颗行星，比方说金星与地球，那么开普勒这条定律可写为

（A的公转周期）2×（B的轨道半径）3

=（B的公转周期）2×（A的轨道半径）3。

行星的公转周期可以直接由观测求得（地球365.26天，金星224.70天），所以这条定律为我们提供了一个联系两行星轨道半径的方程式。

人们能够把雷达信号从地球发到金星，并且收到由金星反射回来的信号。雷达信号以光速运动，知道了它的传播时间就可以得到地球与金星的距离，从而求出两者的轨道半径差。这样一来，我们就有了包含地球与金星轨道半径这两个未知数的两个方程式，然后把它们解出来就行了。

下一步是由太阳系过渡到恒星距离的测定。天文学家为此所用的“视差法”早就由伽利略（GalileoGalilei）提出过，但是直到1838年才由弗里德里希·威廉·贝塞尔第一次成功地用来测定天鹅座61号星的距离（这在本书第4章已提到过）。由于地球每年绕太阳公转一周，我们在一年之中所看到附近恒星在天上的方向老是略有变迁。图B-1就简略地表示了这种情况。把地球在1月1日的位置和7月1日的位置这两点用一条直线连起来，它的长度是已知的，也就是地球轨道半径的2倍。天文学家只要在这2天观测某星，就能测出图B-1中的CAB角和CBA角。这样，三角形ABC的两角和一边已知，用我们在中学里就已学过的数学可以求出所有未知的角和边，就是说，也能算出地球和该星在1月1日和7月1日两个时刻的距离。不过实际上恒星都是极为遥远，这两段距离之间的细微差别完全可以忽略不计。

这样，我们就得出了恒星离太阳系的距离。用了这种方法，人们已经能够把天体的距离测量伸展到大约300光年的远处。举例来说，图2-2是太阳附近恒星的赫罗图，其中所有恒星的距离全都是用视差方法测定的。对于更远的恒星，从地球轨道上相隔半年的两处望去的方向差值实在太微小，测不出来，这种方法就不灵验了。

还有一种重要的距离测定法，这里只大略地讲一下。它的依据是，同一个星团中的恒星都在以同样的速率沿着平行的轨道向同一方向运动。虽然从地球上看去它们在天上的位置变化非常缓慢，很不容易测量出来，但天文学家还是发现了许多星团中群星的平行轨道都有会聚到天上某一点的现象，就像地面平行的火车铁轨看起来在远方会聚到一点那样。这种会聚点告诉我们该群恒星飞向何方。有了这项信息，又用多普勒效应得到了这些恒星的视向速度，再测出了它们年复一年相对于遥远背景星的移动角速度，就可以求出它们的距离来。这时的做法也无非就是简易的解三角形计算。许多星团的距离是这样测定的。再把这些星的光度求出来，就能够像第2章中所讲的那样去研究它们在赫罗图上的分布规律。

我们也不妨反其道而行之。比方说有某个星团离开我们实在太远，上面所讲的各种测定距离的方法都不管用了，那么我们还可以利用两条规律来解决问题，一条是其中质量较小的恒星位于主序上，另一条是这些星全都满足主序星所应有的颜色与光度对应关系。这样一来，只要我能测出这个星团中某一颗主序星的颜色，马上就能知道它的光度，把光度和这颗星在天上看起来的视亮度加以对比，略作计算，我就能求出这颗星的，也就是这个星团的距离。

实际上人类已经能够测量的距离远远超出了上述范围，这样的成就简直是一种奇迹。由于人们长期不了解的原因，脉动着的造父变星（详见第6章）表现出一种奇异的规律性：脉动周期和光度存在单一的对应关系（见图B-2）。造父变星的脉动周期只要耐心观测就很好测定，那么查一下图B-2马上就能得出它在一个脉动周期中的平均光度；把这一数值和我们观测到天上此星的平均亮度加以对比，随即就可算出它的距离。造父变星的本身光度非常强，它们不仅可见于银河系的边远角落，而且明暗交替的变化还使它们显眼于河外星系的众星之间。人类利用了造父变星已经突破银河系，超出了仙女座大星系，把测量距离的探索扩向更远得多的空间。

Answer 3

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。
我们看到的天体是过去的天体。
比如在50万光年之外的天体，我们看到的是它50万年前的光。如果这个天体今天爆炸了，在地球上探测到它爆炸的效应也要50万年之后。

对于在几十万光年这样的天体的跨度范围。这样已经离开银河系了。
在银河系内是用的三角视差法已经不适用了。
在这样的距离范围内，一般使用的是造父变星法，或者是主序星法，因为造父变星的亮度和光变周期是有关系的，通过观测它的光变周期就可以推算出它的亮度，从而就可以推出它的距离。主序星是因为它的光谱不同，它的亮度在一定定值，这样也可以推出它的距离。

Answer 4

哦，当然是靠观测的结果套天文学公式了，举个例子：我们分别站在地球的一侧和另一侧看同一颗星星，这时会有一个视差，根据这个角度就可以估算出我们和星星的距离，具体计算当然更复杂了，你的话应该这样理解：如果是十万光年，就是说那颗星星在十万年前是我们现在肉眼看到它所在的位置，现在看到的星光就是它十万年前发出的，这一束光走了十年才到达我们的眼睛（而现在的真正位置我们只能通过计算得知）当然，影响光路径的因素也是存在的，爱因斯坦理论认为大质量的恒星引力可以引起光线路径发生偏折，所以某一时刻一颗恒星的真正位置是很难计算的，更何况是用肉眼怎么能看到呢？

Answer 5

距离地球10万光年的天体发出的光得经过10万年才能传播到地球。至于那个天体现在和存在不存在，就不好说了。
天文学上测量距离一般用的是三角视差法。