天文单位的计算方法 一光年等于多少天文单位
\u4e00\u4e2a\u5929\u6587\u5355\u4f4d\u662f\u6307\uff1f\u4e00\u4e2a\u5929\u6587\u5355\u4f4d\u6307\u7684\u662f\u592a\u9633\u5230\u5730\u7403\uff081.5\u4ebf\u5343\u7c73\uff09\u7684\u5e73\u5747\u8ddd\u79bb\u3002
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\u56fd\u9645\u5929\u6587\u5b66\u8054\u5408\u4f1a1964\u5e74\u51b3\u5b9a\u91c7\u75281A.U.=1.496x10^8\u5343\u7c73\uff0c\u81ea1968\u5e74\u4f7f\u7528\u81f31983\u5e74\u5e95\uff1b\u53c8\u4e8e1978\u5e74\u51b3\u5b9a\u6539\u75281A.U.=149597870\u5343\u7c73\uff0c\u4ece1984\u5e74\u5f00\u59cb\u4f7f\u7528\u3002
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\u6269\u5c55\u8d44\u6599\uff1a
\u5386\u53f2\u6cbf\u9769\uff1a
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1976\u5e74\u56fd\u9645\u5929\u6587\u5b66\u8054\u5408\u4f1a\u9881\u5e03\u4e86\u4e00\u7cfb\u5217\u5929\u6587\u7814\u7a76\u91c7\u7528\u7684\u6700\u91cd\u8981\u5355\u4f4d\uff0c\u5176\u4e2d\u4e4b\u4e00\u5c31\u662f\u88ab\u79f0\u4e3a\u201c\u5929\u6587\u5355\u4f4d\u201d\uff08\u7b80\u5199\u4e3aAU\uff09\u7684\u65e5\u5730\u8ddd\u79bb\u3002
\u6309\u7167\u56fd\u9645\u5929\u6587\u5b66\u8054\u5408\u4f1a\u7684\u539f\u59cb\u5b9a\u4e49\uff0c\u65e5\u5730\u8ddd\u79bb\u662f\u201c\u5728\u592a\u9633\u5f15\u529b\u4f5c\u7528\u4e0b\u6cbf\u4ee5\u592a\u9633\u4e2d\u5fc3\u4e3a\u5706\u5fc3\u7684\u5706\u8f68\u9053\uff0c\u4ee5\u6bcf\u59290.01720209895\u5f27\u5ea6\u7684\u89d2\u901f\u5ea6\u8fd0\u52a8\u7684\u65e0\u8d28\u91cf\u7c92\u5b50\u7684\u8f68\u9053\u534a\u5f84\u201d\u3002\u5f53\u65f6\u516c\u5e03\u7684\u6570\u636e\u4e3a1\u5929\u6587\u5355\u4f4d\u7b49\u4e8e149597870.691\u5343\u7c73\u3002
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\u3000\u3000\u5929\u6587\u5355\u4f4d\uff08\u82f1\u6587\uff1aAstronomical Unit\uff0c\u7b80\u5199AU\uff09\u662f\u957f\u5ea6\u7684\u5355\u4f4d\uff0c\u5386\u53f2\u4e0a\u7ea6\u7b49\u4e8e\u5730\u7403\u8ddf\u592a\u9633\u7684\u5e73\u5747\u8ddd\u79bb\u3002\u5929\u6587\u5e38\u6570\u4e4b\u4e00\u3002\u5929\u6587\u5b66\u4e2d\u6d4b\u91cf\u8ddd\u79bb\uff0c\u7279\u522b\u662f\u6d4b\u91cf\u592a\u9633\u7cfb\u5185\u5929\u4f53\u4e4b\u95f4\u7684\u8ddd\u79bb\u7684\u57fa\u672c\u5355\u4f4d\uff0c\u5730\u7403\u5230\u592a\u9633\u7684\u5e73\u5747\u8ddd\u79bb\u4e3a\u4e00\u4e2a\u5929\u6587\u5355\u4f4d\u3002 \u4e00\u5929\u6587\u5355\u4f4d\u7ea6\u7b49\u4e8e1.496\u4ebf\u5343\u7c73\u3002 1976\u5e74\uff0c\u56fd\u9645\u5929\u6587\u5b66\u8054\u4f1a\u628a\u4e00\u5929\u6587\u5355\u4f4d\u5b9a\u4e49\u4e3a\u4e00\u9897\u4f53\u79ef\u53ef\u5ffd\u7565\u3001\u516c\u8f6c\u8f68\u9053\u4e0d\u53d7\u5e72\u6270\u800c\u4e14\u516c\u8f6c\u5468\u671f\u4e3a365.2568983\u65e5\uff08\u5373\u4e00\u9ad8\u65af\u5e74\uff09\u7684\u7c92\u5b50\u4e0e\u4e00\u4e2a\u8d28\u91cf\u76f8\u7b49\u7ea6\u4e00\u4e2a\u592a\u9633\u7684\u7269\u4f53\u7684\u8ddd\u79bb\u3002\u5f53\u65f6\u7684\u503c\u662f149,597,870,691\u00b130\u7c73\uff08\u7ea6\u4e00\u4ebf\u4e94\u5343\u4e07\u516c\u91cc\u62169300\u4e07\u82f1\u91cc\uff09\u30022012\u5e74\u56fd\u9645\u5929\u6587\u5b66\u8054\u5408\u4f1a\u91cd\u65b0\u5b9a\u4e49\u4e3a\u4e00\u4e2a\u5e38\u6570\u3002
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天文学家利用三角视差法、分光视差法、星团视差法、统计视差法、造父视差法和力学视差法等，测定恒星与我们的距离。恒星距离的测定，对研究恒星的空间位置、求得恒星的光度和运动速度等，均有重要的意义。
离太阳距离在16光年以内的有50多颗恒星。其中最近的是半人马座比邻星，距太阳约4．2光年，大约是40万亿千米。 造父视差法又叫标准烛光法。
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光度，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。 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 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。
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