人類第一次給拍照的黑洞距離地球有5000多光年的距離，科學家們如何知道距離的？
這個問題很有意思，我來回答一下！
人類對於宇宙中天體距離的測量其實在長久以來是一個很大的問題。從近到遠，測量的方法可以有如下幾種。其方式和測量適用的距離如下圖所示：
對於很近的天體，可以採取激光/無線電測距法。
簡單來說，對著距離比較近的天體發射一束激光或者無線電，通過測量無線電返回的時間然後除以2就是地球距離這個天體之間的距離了。
比如說阿波羅11號在登陸月球的時候就在月球表面留下了一個反光鏡，有了這個反光鏡之後，地球上的科學家就通過發射激光的方式獲得了地月之間的準確距離。
而對於那些人類沒有辦法放置反射器的天體，則會採用主動式射電望遠鏡來發射、接受無線電信號，原理有點兒類似於雷達。
這種測量方法由於依賴人類主動發射探測信號，所以只能夠適用於很近的天體，但是測量結果確實相對比較準確。
對於稍微遠一點兒的天體，會使用“三角測量法”。
簡單說，我們可以通過地球運行到太陽系不同位置時候拍到的同一片天空的照片拿過來對比，就會發現微小的區別，而根據這些微小的區別我們可以判斷出物體離我們的距離。【如下圖所示】
這個原理跟我們的兩隻眼睛看到不一樣的圖像，然後由此判斷物體的遠近是類似的道理。這種方法一般可以測量300光年以內的天體的距離。
再遠一點兒的天體則可以利用宇宙中的天體所具有的特殊性質來評估距離。
300光年之外的天體就需要用更復雜的方法來測量了。這些方法一般是通過比較法來測量的。
簡單來說，我們可以根據一顆恆星或者其他某種天體發出來的光來判斷這是一顆什麼樣的天體，然後進一步判斷這顆天體本來應該是多亮。
而且我們知道，同一個亮度的物體，我們距離它越遠，看到的這個物體就越暗【如下圖所示，這種原理叫做光的平方反比定律】，那麼我們可以通過對比這顆天體實際的亮度和我們測量到的亮度，就可以知道這個天體距離我們有多遠了。
打個比方，我們知道遠處有一枚燈泡，並且知道這是什麼牌子的燈泡，然後我們就可以知道這個燈泡實際有多亮，再根據我們看到的燈泡的亮度，就可以知道我們距離這個燈泡有多遠了。
再進一步的，我們既然知道了這個天體離我們的距離，那麼我們也可以判斷這個天體所在的星系離我們多遠。
一般來說，被用作估計距離的天體包括主序星、造父變星和超新星。用這些方法基本上6000萬光年之內的天體的距離都可以估計出來。
而這次拍到照片的黑洞距離我們大概是5500萬光年【不是題目中的5000多光年】，應該是通過造父變星比較法測量出來距離的。
而更遠的天體，就不能用上面的辦法了，而需要通過紅移法來測量。
相信天體的紅移現象大家應該都是聽說過的，大概就是說，當一個物體相對我們運動的時候，這個物體發出的光的頻率會發生改變——這就是多普勒效應，遠離我們就會發生紅移、接近我們就會發生藍移。
而科學家發現，似乎所有的天體都在遠離我們而去，而且越遠的物體，遠離我們的速度就越快【如下圖所示，遠離速度和距離成正比】。
那麼這下好了，既然遠離速度跟距離成正比，那麼我們只要測出來一個天體紅移的程度那麼就可以知道它遠離我們的速度，進而就可以知道這個天體離我們的距離了。
有人會問：你怎麼知道一個天體發出的光紅移了多少呢？
這個問題也很簡單，其實我們只要用三稜鏡把光分解開來，就會發現光不是連續的，上面有很多的小黑線，而黑線的排布規律其實就是所謂的“吸收光譜”【如下圖所示】，代表了發光物質中的一些化學成分——不同元素對應了不同的吸收光譜。
於是乎，我們測量那些天體發出的光線，然後用三稜鏡分解一下，發現裡面黑線的形狀都似曾相識，但是位置不對，於是我們就看到了因為多普勒效應而發生頻率改變的譜線，通過對比，自然也就知道了紅移的程度【如下圖所示，最上面是吸收光譜的紅移，中間的是正常狀態下的光譜，而最下面則是藍移】。
這個答案好長，不過應該把天體距離測量的問題講了個大概吧！
計算恆星距離的方法的原理其實非常簡單。
這個方法人類已經用了幾千年，現在中學生數學課也經常做類似的題目。
那就是三角定位法！ 在沒有發明激光之前，人類都是用這個方法測量沒有辦法用尺子測量的距離的。
基本上就是利用三角的特性，在觀測者，被測量物體之間形成了一個三角形，然後我們只要測量觀測的視角，就能算出距離。
當然，測量恆星略微複雜一點，但是也是這個原理。
計算恆星距離的方法的原理其實非常簡單。
這個方法人類已經用了幾千年，現在中學生數學課也經常做類似的題目。
那就是三角定位法！ 在沒有發明激光之前，人類都是用這個方法測量沒有辦法用尺子測量的距離的。
基本上就是利用三角的特性，在觀測者，被測量物體之間形成了一個三角形，然後我們只要測量觀測的視角，就能算出距離。
當然，測量恆星略微複雜一點，但是也是這個原理。
如上圖所視，我們知道地球是一直圍繞太陽運動的，而地球和太陽之間的距離，我們已經測量出來了。
所以，我們分別間隔6個月(一般是春分，秋分時測量)，在同一地點，測量同一課恆星的視角。
如上圖所視，通過兩次測量，我們就可以計算出恆星和兩次觀察之間形成的等腰三角形的頂角。
測量出頂角後，我們看由測量恆星，太陽，和地球之間形成了一個直角三角形。 那麼根據等腰三角形的性質，我們可以知道這個直角三角形頂角p的值。我們又知道直角邊的距離，即為地日距離。這樣通過三角函數就可以計算出恆星和距離了。
相信這樣的數學題大家初中的時候都沒少做。
當然，這種測量方法的精確度，取決於地球上測量恆星角度的精確程度。
可想而知，當恆星距離我們非常遠的時候，地球上觀測的視角將會變得非常非常小，測量會變得越來越困難。
所以，一般以現在的技術，只能測量幾百光年遠的恆星，更遠的距離，利用太陽測量恆星距離，誤差就非常大了。
那麼怎麼辦呢？其實也簡單，我們用三角視差法，已經測量了很多幾百光年內的恆星，星系，星團的距離。
那麼，我們再觀測這些幾百光年內恆星和更遠的恆星之間的視角，再通過幾何計算，就可以算出更遠恆星和距離了。
通俗的說，就是利用一些已知距離恆星來做尺子，測量更遠距離和恆星。這些就叫"恆星視差法"，"星團視差法"。
基本上，我們就是用這些方法來測量遙遠恆星和距離的。
是500萬光年外，，這個不是5000光年。
信則是，不信則否，如此而已。
傻呀，當然用尺量啊
因為你不知道對與錯！
看七彩光譜波強弱長短。
當然是拿皮尺量的啊
相關推薦
