太阳离地球的距离？第一个人是怎么算出来的？ 太阳与地球之间的距离到底是怎么测量出来的？
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要弄清太阳离地球有多远，是很难办到的。我看到一本书：上面写着太阳光照到地球上需要8分20秒，光速每秒达30万千米。要算出太阳和地球的距离，需先把 8分20秒换成秒。一分钟就是60秒，一共有8分钟，再把60的0给去掉，再一乘就行了6×8＝48（秒）。因为60后面0给去掉了，所以48后面加0就是480秒。因为前面太阳光照到地球上需要8分20秒，还要加20秒，480+20=500（秒）。每秒30万千米再乘以500秒等于1.5亿千米。30 万千米/秒×500秒=1.5亿千米，所以太阳离地球有1.5亿千米。
地球与太阳的平均距离，即一天文单位=1.4959787e11m
这是在天文馆看到的精确数字。
前面所提到的有关行星间的距离与小行星的发现是息息相关的，实际上，在希巴克斯计算出的月球与地球间的距离后整整1800个年头里，人们根本没有测出其他星体与地球间的距离。
正如本书前面所述，古希腊天文学家阿瑞斯塔修斯总结了一种用“视差”计算太阳与地球间距离的方法。在公元前270年，他得出的结论是太阳距地球800万公里，而太阳的直径是地球直径的7倍。
这一计算实在是过低估计了太阳的直径及其与地球的距离。但它却给了阿瑞斯塔修斯一个重要的启发，并最终促使他发现了地球围绕太阳旋转的这一真理，但在当时，根本没有人对其观点表现出一丝一毫的重视。
尽管如此，真理却终归是真理。当历史进入到了17世纪时，随着天文望远镜的发明，使人们对天体姿态及位置的精确测定成为可能。利用天文望远镜，可以观测到天体位置微小的变化，或极细微的视差，而这些用肉眼是根本不可能观察得到的。但是，利用视差来计算太阳与地球间的距离却没有什么必要，同时，这毕竟是一项十分困难的工作。因为，利用视差计算首先要对太阳上的某一点进行定位，而这对于一个“大火球”来说简直是异想天开。更主要的是，视差计算应选择一参照物，而在太阳刚刚升起时，天空中基本上没有能看得到的星体担当这一“重任”。
不过，视差法却可以用来计算各行星之间的距离，我们应当感谢开普勒先生，正是他发明了太阳系的模型，利用它可以通过对任一行星在其公转轨道上的任一位置进行测定，从而计算出该行星与太阳、地球或其他行星间的距离。正是由于这种模型优越的性能及其毋庸置疑的正确性，因此直到今天仍被广泛应用，其中重要的一种应用就是用它计算太阳与地球间的距离。
1672年，意裔法国天文学家詹·都曼纽·卡西尼在巴黎对火星进行了观测，同时，另一名法国天文学家琴·理查在遥远的法属圭亚那也进行了同样的工作。两次观测的结果进行对比，可以发现：由于观测地点不同，观测到的火星与其附近星体间的距离存在有微小的差异。在巴黎与法属圭亚那间的直线距离以及两次观测所得视差已知的条件下，可计算出火星与地球的距离。当然，用这一方法还可测出太阳系中其他星体与地球的距离。当时卡西尼测出的火星与地球的距离大约存在7%的误差。这一精度的确太低了，但是这毕竟是有关这方面的首次尝试，随着历史的不断前进和科技的不断发展，这一精度也在不断提高。现在，我们知道太阳与地球间的距离大约为1.5亿公里，这一距离约为地球与月球之间距离的400倍。
由于我们看到的太阳非常之大，因此在人们的意识中好像觉得它并不太遥远。经计算可知，其直径为140万公里，约为地球直径的109倍。这一切都赋予人们一种想象力，也就是地球正在围绕太阳旋转。
另外，卡西尼的观测结果表明，土星（这是在那个年代人们已知的最远的行星）距太阳约14.27亿公里，约为太阳与地球距离的9.5倍，而土星公转轨道的直径约为28亿公里。由此，天文学家们于1672年首次估算出了太阳系的范围，这一范围远远超乎阿里斯塔克和喜帕恰斯等人的想象。当然，与300年后的今天相比，卡西尼所知的“太阳系”只是真正太阳系的一小部分。
传说第一个算出太阳和地球之间的距离的人是后羿 。
那时没有什么测量仪器，连最便宜的尺子也没有得卖。那时天上有十个太阳，后羿热得不得了，家里没有电风扇也没有空调。他跑到屋外的一座大山上，拿着一张弓，箭在弦上，气沉丹田，依靠自已平时积攒下来的数学和物理知识，在瞬间快速地估算着目标和自已的距离，充分考虑到地球大气层造成的光学折射现象和箭在离弦之后冲出地球大气层之前的抛物线轨迹，以及箭想要冲出地球大气层所需要的速度，然后调整臂力，只听“嗖”地一响，若干年后，一个太阳下山了。
然后我们又听到“嗖嗖嗖嗖嗖嗖嗖嗖”......然后世界就成了这个样子。
不过即使现在只剩下一个太阳了，我们还是觉得有点热，特别是这几天。
三角测量法：在两地分别测量同一天体方位角的变化，该天体与两地的连线和两地的连线形成等腰三角形，两地的距离可知，则可计算出天体到我们的距离。
对于较近的天体（500光年以内）采用三角法测距。
500－－10万光年的天体采用光度法确定距离。
10万光年以外天文学家找到了造父变星作为标准，可达5亿光年的范围。
更远的距离是用观测到的红移量，依据哈勃定理推算出来的。
造父变星
一类高光度周期性脉动变星，典型星为仙王座δ，中名造父一。光变周期
约50天，但也有超过的，如银河系经典造父变星武仙座BP的周期为83.1天；小麦哲伦云中的经典造父变星周期长达二百天。造父变星可见光波段的光变幅度为0.1到2个星等，光谱由极大时的F型变到极小时的G-K型。它们的光变曲线正好是变星大气视向速度曲线的镜像反映，即极小光度对应着极大视向速度。光度和光变周期之间存在着密切关系，成为周光关系。这种关系可用来建立天体的距离尺度，利用造父变星的周光关系来测定天体距离是天文学中非常重要的课题，只要在星团或星系中发现有造父变星，就可以确定星团或星系的距离，因此，造父变星有“量天尺”之称。
参考资料：吴国盛 《科学的历程》
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