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在人類探知的宇宙中， 離地球最遠的行星是目前已知的冥王星(Pluto) ，而人類最想要研究的行星是火星，距離地球第二近，第一近的是金星。

(資料圖)

冥王星是太陽系中離我們最遙遠的行星之一。 它的平均距離約為個天文單位（AU）。一個天文單位等于地球和太陽之間的平均距離，約為億公里。因此， 冥王星的平均距離約為59億公里。

冥王星最初被認為是第九顆行星，但后來被重新分類為矮行星。在2006年，國際天文學聯合會(IUA)將冥王星重新分類為矮行星，因為它不符合“行星”的所有要求。這個決定引起了很多爭議，但IUA認為這是為了更好地定義太陽系中各個天體的分類。

我們再來看看火星，地球和火星之間的距離是不斷變化的，一般來說， 在兩顆行星之間的最短距離稱為“近地點距離”，這種情況每隔約26個月就會發生一次。

在這種情況下，地球和火星之間的距離最短，可以達到 約5400萬公里 。這個距離遠遠小于它們之間的平均距離，平均距離約為億公里。由于近地點距離的變化，地球和火星之間的距離在不同的時間有很大的差異。

地球和火星之間的近地點距離已經啟發了許多太空探測任務。在這些任務中， 科學家利用較短的距離和比較低的速度來發射探測器， 這樣可以更快地到達目標行星，并減少任務的時間和成本。

你有沒有想過一個問題，如果說地球和火星的距離，是人類探測過才知道的，那么我們又是如何知道地球跟冥王星的距離的呢？

有沒有一種可能，人類不用登陸探測，也有測量宇宙距離的方法呢？今天我們就聊聊這些方法。

視差法是宇宙測距的一種基本方法，它是 通過觀察同一顆天體在不同時間由于地球繞日公轉帶來的視線角度變化來計算其距離的。 該方法常用于測量銀河系內恒星、星團和星云等天體的距離。

視差角度的大小與天體距離成反比關系，即距離越遠，視差角度越小。 因此，利用視差測量天體距離時需要找到一個基準距離。對于銀河系內部的天體，太陽通常被選擇為基準點，稱為太陽距離單位（AU）。 1 AU定義為地球到太陽的平均距離，約為×10^8 km。 當一個天體的視差角度為1角秒時，它與地球的距離為1 AU。

視差法測量恒星距離的原理可以用下圖來說明：

在這張圖中，A和B分別是地球在公轉軌道上的兩個位置，C是一個遠處的恒星。由于地球在軌道上的運動，C相對于背景星空的位置會發生變化。當地球到達B點時，C相對于背景星空向左移動了一個視差角度p，如圖中的Δθ所示。根據三角函數的基本定義，可以得到：

p = 2π(AB/360)×d

其中，d是C與太陽的距離，AB是地球在公轉軌道上運動的弧長。因此，通過測量AB和視差角度p，就可以計算出恒星距離d。

視差法測量天體距離的精度取決于視差角度的大小和測量誤差的大小。 對于銀河系內的近鄰恒星，其視差角度通常在幾毫角秒至幾十毫角秒之間，相應的距離精度可達1-10%。 而對于更遠的天體，視差角度非常小，需要更高精度的觀測和數據處理技術才能進行測量。

視差法測距的實際例子有很多，在天文學領域得到了廣泛應用。例如， 哈勃太空望遠鏡通過測量超新星SN 1987A的視差角度，確定了它與地球的距離約為168,000光年，這一結果與其他方法得到的距離值基本一致。 此外，視差法還被用于測量銀河系中心的超大質量黑洞距離以及銀河系與周圍星系的距離等。

造父變星法是宇宙測距的一種重要方法，它是 通過觀測恒星的亮度變化來計算其距離的。 該方法常用于測量銀河系周圍星系和星系團等遠離地球的天體的距離。

造父變星是指恒星在其表面層產生對流運動時所引起的非周期性的亮度變化。 這種亮度變化與造父變星的質量、半徑、溫度、化學成分等相關，因此可以作為造父變星的“指紋”進行分類和識別。 其中，Cepheid變星是最常見的造父變星之一，它具有較大的絕對亮度和周期性的光度變化。

造父變星法的原理可以用關系式來說明：

M = αlogP + β

其中，M是絕對亮度，P是周期，α和β是常數。該關系式由天文學家埃德溫·哈勃在1912年提出，是Cepheid變星法的基礎。

在實際操作中，測量一個Cepheid變星的視星等和周期，就可以根據上述經驗關系式計算出其絕對亮度。同時， 通過觀測該Cepheid變星在天球上的位置和速度，可以得到它相對于地球的運動狀態。 將所得絕對亮度與視星等進行比較，就可以計算出該Cepheid變星與地球的距離。進而，利用該Cepheid變星作為參考點，測量其他天體的視星等，就可以通過類似的方法計算它們的距離。

造父變星法測量天體距離的精度取決于經驗關系式的精度和測量誤差的大小。 隨著觀測技術和數據處理能力的不斷提高，Cepheid變星法的精度已經達到了約5%的水平，成為宇宙學研究中最重要的距離測量手段之一。

造父變星法的實際例子有很多，在天文學領域得到了廣泛應用。例如，哈勃太空望遠鏡通過測量Cepheid變星在螺旋星系NGC 4603中的亮度和周期，確定了該星系的距離約為1080萬光年，這一結果與其他方法得到的距離值基本一致。此外， 造父變星法還被用于測量星系團的距離、宇宙膨脹率等重要參數。

紅移法是宇宙學中最為重要的距離測量手段之一，它是 通過分析天體發出的光譜來確定其紅移量，再結合相關理論模型計算出天體與地球之間的距離。

紅移是由于光源與地球間的相對運動導致光線波長增大、頻率降低的現象。 在宇宙學中，遠離我們的天體較遠，其光線在傳輸過程中會受到紅移的影響，其紅移量與距離成正比關系。因此，通過測量天體的紅移量，就可以得知其距離。

紅移大小可用一個稱為z值的無量綱參數來表示，其定義為：

z = (λ_obs - λ_em)/λ_em

其中，λ_obs和λ_em分別代表所觀測到的光的波長和該波長在恒星或星系內部產生的波長。由于紅移導致觀測到的波長增大，因此z值通常是正數。對于遠處天體的紅移，z值可能達到幾個甚至幾十個百分點。

為了使用紅移法測量天體距離，需要先測量它們的紅移量。現代天文學家采用不同的方法來測量紅移量，其中最常用的是光譜測量法。該方法 利用天體發出的光線通過分光鏡進行分析，可以得到各種元素的發射或吸收線的位置和強度。 通過對比這些線在實驗室中的參考位置，就可以確定天體的紅移量。

除了光譜測量法外，還有一些其他方式可以測量紅移量，包括通過測量光度與顏色和時序變化等方法。無論采用何種方法， 紅移法都是一種相對簡單、精度較高的宇宙測距手段。

紅移法已經成為宇宙學中最重要的距離測量手段之一，并被廣泛應用于測量天體距離、宇宙膨脹率等參數。

比如基于紅移法的銀河系距離估計

通過觀測銀河系內Cepheid變星和RR Lyrae變星的光度和周期，結合其紅移量和天球位置信息，可以估算出銀河系與地球的距離。

近年來， 利用紅移法和其他方法相結合，已經得到了更加精確的銀河系距離估計結果。 例如，在2014年，通過多個觀測方法，得出了銀河系至少位于± kpc處的結論。

隨著大量精確的紅移測量數據的積累，科學家們對哈勃常數的測量也越來越準確。例如，根據歐洲空間局（ESA）行星研究小組2021年發布的數據，利用紅移法和其他方法相結合，得到了哈勃常數為± km/s/Mpc的結果，這與此前得到的結果相比更加精確。

可能有人會問，人類明明無法達到更遠的星系，為何卻要精準測量和這些星系的距離？這有什么意義？

雖然人類目前無法到達更遠的星系，但是通過對星系距離的測量，可以幫助我們更好地理解宇宙的結構和演化歷史，深入探究宇宙的本質和規律。

在宇宙學中，我們需要知道 宇宙中各個天體的位置、運動和距離等信息，才能推導出宇宙的本質和演化歷史。 例如，我們通過測量星系之間的距離，可以確定宇宙的膨脹速率、年齡等重要參數，進而推斷宇宙的起源和演化過程。

其次， 星系距離的測量也有助于我們研究恒星和行星系統的形成和演化。 通過觀測和測量距離較近的星系，我們可以更全面地了解恒星和行星系統的性質和演化規律。

例如，通過對距離較近的恒星和行星系統的觀測，科學家們發現了大量新的exo行星（即類地行星）以及一些具有人類居住條件的“超級地球”，這些成果為尋找外星生命提供了希望。

最后， 精準的星系距離測量也為天文觀測和導航等領域提供了支持 。例如，在天文學中，我們需要知道恒星或星系的距離才能確定它的亮度、大小和質量等參數；在導航領域，我們需要利用衛星來進行定位和導航，而精確測量衛星的位置和運動必須依賴于星系距離的測量。

現在你知道為什么我們要測量距離了嗎？

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