大家好，今天小编关注到一个比较有意思的话题，就是关于地球c语言的问题，于是小编就整理了1个相关介绍地球c语言的解答，让我们一起看看吧。
地球到其他星体的距离是如何测算出来的？
通常，科学家们***用视差法测量天体的距离。但是，这个方法只适用于较近距离的天体，而对于距离我们有几百万光年的星系，科学家只能***用另外几种方法了。
一般来说，科学家用宇宙中的“灯塔”来测量遥远星系的距离，其中一种“灯塔”就是天琴座RR型变星。天琴座RR型变星是一种特殊的恒星，它们的光度（可以理解为亮度）都差不多，绝对星等在0.5等左右。
如果一个星系中有天琴座RR型变星，我们只要在地球上测量出它的视星等，和绝对星等相比较，通过公式就可以计算出距离。但是，我们这么知道一颗恒星是天琴座RR型变星，而不是其他什么普通的恒星呢？另一种“灯塔”或许更加有名，是造父变星。造父变星也是一种特殊的恒星，它们的亮度同样会周期性变化，相比天琴座RR型变星，它们的周期更长。不仅如此，造父变星还有一种特点：它们的光度和光变周期之间有联系，光度越大，光变周期也就越大，这种关系被称为周光关系。
利用这种周光关系，科学家们只要在地球上测量出造父变星的光变周期，就可以计算出造父变星的光度和绝对星等。接下来就和天琴座RR型变星一样了，只要寻找星系内的造父变星，测量它的视星等，就可以计算出距离了。
天琴座RR型变星和造父变星就是宇宙中尽职尽责的“灯塔”，负责给我们指明方向和距离，我们才能由此更好地了解宇宙的奥秘。
川陀太空
人类测量地球到其他星球的距离有很多方法，具体***用那种方法，一般是根据所测星球到地球的距离在什么范围。
天文学家常用的方法有：三角视差法、分光视差法、星团视差法、统计视差法、造父变星视差法等。测定恒星与我们的距离，500光年内，用三角视差法；10万年内用光度法；5亿光年内用造夫变星为标准；更远处的星系，只能由星系的红移量用哈勃定理推算星系的距离。
1.三角视差法是一种利用不同视点对同一物体的视差来测定距离的方法。对同一个物体，分别在两个点上进行观测，两条视线与两个点之间的连线可以形成一个等腰三角形，根据这个三角形顶角的大小和已知底边的距离，就可以知道这个三角形的高，也就是物体距观察者的距离了。
例如，我们可以利用地球在公转轨道上不同的位置，观察同一颗恒星，并测量出地球两位置点和恒星连线的夹角。因为我们知道地球到太阳的距离，这样就可以算出恒星到地球的距离了。
2.分光视差法是分析恒星谱线以测定恒星距离的一种方法。以秒差距为单位的恒星距离r与它的视星等m（视星等）和绝对星等M之间存在下列关系：
5lgr=m-M +5
只要我们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。
肯定不能靠尺子量，而测量的秘密就藏在高中的“三角形”函数知识中，这种最简单的测量方法叫做“三角形视差法”。
先了解下视差的概念。
简单想象一下，你坐在自家的窗边，远方不远处有一座塔楼。你平行窗口左右走动，你身边的物体会在你的视线内左右移动，而远处的塔楼会比近处的物体感觉移动的少。这种效应就叫做视差。
运用这种原理，就可以测量远方的星球与我们的距离。
当地球绕着太阳公转的时候，相当于远方的星星来说，就是在左右移动。而离我们越远的星星，我们能看到它的移动距离就越短，这种移动非常微弱。
一般我们在1月份通过观察，记录一下测量星星的位置，在7月份再测量一下这个星星的位置，就能大概得到一个如上图一样的三角形。
这个三角形的底，就是地球公转的直径。所对的角就是星星出现的移动距离。在用些高中的三角函数知识，就可以算出这个三角形的高，这就是地球和这颗星星的距离。
经常听到各种关于天文的报道，动辄距离上千上万光年，对于如此遥远的距离，科学家又是如何得知的呢。简单一个字概括，就是“看”，用啥看？用望远镜看。不过，测量地月距离就不需要利用望远镜了，由于距离很近，直接***用电磁波测距就行了，由于电磁波的速度是光速，一来一回就可以计算地月距离了。
下文主要说说那些距离地球比较远的天体，究竟是如何计算天体距离的。
这种方法在100秒差距之内是有效的，秒差距是一种距离单位，1秒差距等于3.261光年，因此，恒星视差法可以精确的计算326光年内的天体距离。以地球绕日公转的轨道直径为底线，这样的话，可以根据不同时间观测到的那颗恒星的视差，解三角形就可以得出那颗恒星距地距离。
这种方法在数百万光年乃至一千万光年以内都是有效的。利用望远镜观察这颗恒星的颜色，找到它在赫罗图里对应的位置，就可以确定它处在恒星演化的何种阶段，判定它的实际亮度有多少，即绝对星等。望远镜观测到的亮度是视星等，知道了绝对星等（实际的亮度）以及视星等（在地球上看它的亮度），代入距离模公式，就可以计算出这颗星体距地球距离了。
造父变星是宇宙中表现较为奇特的恒星，它的亮度随着时间呈现出周期性的变化，这是可以确定的线性关系。造父变星周期性的变大变小，这是由于它辐射压力与引力不对等导致的，体型缩小的时候，光度变大，体型变大的时候，光度变小。
利用造父变星测距，与上面的方法类似，也要知道变星的绝对星等，由变星的视星等以及绝对星等代入到公式中就可以知道距离了。这种方法可以测量5000万光年之内的距离。
对于那些更为遥远的天体，可以***用超新星测距的方法，简而言之就是根据I型超新星爆发时候的亮度，I型超新星爆发时候的理论最大亮度是一定的，现在只要知道它爆发时候的最大视亮度就行了，大致的方法与上述是类似的，代入公式就可以知道距离。这种方法测量的范围比较遥远，可以测量数十亿光年的范围。
测量天体距离的方法很多，根据距离的不同，测量方法也是不一样的。随着天体距离的增加，测量误差也会变得越来越大，下面简单介绍几种天体的测距方法。
对于太阳系中的大型天体，我们可以向其发射无线电波，等到电磁波被反射回来，通过测量往返时间就能就算出天体的距离。
对于太阳系外的遥远天体，无法使用雷达反射法。三角视差法是测量恒星的一种古老方法，其基本原理是利用地球公转，使目标恒星产生视差的现象。为了测量某颗恒星的距离，先在某一时刻记录下恒星在天空中的位置，等到半年之后，地球运动到太阳的另一侧时，再次观测这颗恒星的位置，由此可以计算出视差角度。由于日地距离已经知道，所以恒星的距离也就能够计算出来。这种方法只能适用于数百光年之内的恒星，
到此，以上就是小编对于地球c语言的问题就介绍到这了，希望介绍关于地球c语言的1点解答对大家有用。
