距离

太阳到地球的距离是0.0000158光年。 太阳到地球的距离是1、496亿千米，一光年是94600亿千米，可以得到太阳到地球的距离约为0.0000158光年。 天文学中，将地球到太阳的平均距离定义为一个天文单位，这是天文学中对太阳到地球距离的常用定义方法。

不能。光年的意思是光一年经过的距离。光都要走四百多年，我们现在最多达到超音速，不可能在三十年内飞行这么远。

5000万亿亿亿光年=5000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000普朗克长度

测定天体由近及远主要有以下几种方法,它们使用的距离越来越远,但是精确度也越来越差. 1.雷达波法：直接向天体发射雷达波,通过雷达被反射的时间确定距离.适用于太阳系内天体. 2.三角视差法：通过地球绕太阳的公转引起的观测天 *** 置的变化来确定天体的距离.适用于1000光年以内天体. 3.造父变星法：通过造父变星的亮度与光度变化周期之间的关系来确定天体的距离.适用于几百万光年以内（能分辨出一个星系内的造父变星） 4.光谱光度法：利用主序星的亮度和光谱类型的关系确定距离,适用于几千万光年以内（能辨编出蓝巨星——最明亮的主序星） 5.I型超新星法：I型超新星的亮度是一个定值,通过测定它来测定天体的距离（适用于所有能有I型超新星的星系,不过比较少） 6.哈勃定律法：通过天体退行速度和距离之间的关系来确定天体的距离（所有星系）. 上面几种方法能够测定的距离越来越远,但是精确度越来越低.第一种方法可以精确到厘米级别（测定月球）；但是最后一种方法有的是有误差比数值还大,是实在没办法才用的方法.要是要根据所要测定天体的距离来选择合适的方法.,9,一般是用三角法，比如说地球在春分点和秋分点时分别观测一颗恒星对地球的角度，然后以公转轨道半径为基线，算出它距地球的距离 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。...,2,据说是靠计算得出的距离，至于误差有多少谁也不知道！反正我是不相信那计算出来的结果。 1光年是光一年所传送的距离，有些星星距离我们几百万光年，甚至几亿光年，那么就说明光可以在宇宙中无止境的传播N年，宇宙中那么多星星在同时发光 为什么地球还会有黑夜？...,1,100光年内最常用的是三角视差法。就是假设测的那个天 *** 于一个特大三角形的顶点，地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点，通过测量地球到那个天体的视角，再用到已知的地球绕太阳公转轨道的直径，依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了。 还有就是分光视差法。简单说就是根据恒星光谱估计它的绝对亮度，然后对比它现实的亮度，就可以估计它的距离了，现实亮度比绝对亮度小得越多，星体越...,1,

这个是依靠天文望远镜，然后参照离我们近的星球，再通过观察到的景象（某星球百亿年前）来推演的。

　　现在采用激光测距手段。阿波罗登月之后在月球安装了全反射棱镜，地面天文台使用激光测量往返时间(等效于)，计算出二者之间的距离。或者可采用超声波的办法,从地球向月球发出超声波,超声波到达月球以后会发生回弹,返回地球。假设月球与地球之间的距离是S,超声波的速度是V，往返时间是T，可以得到2S=VT，由此可计算出地球到月球的距离。　　根据上述方法，测得地球到月球的平均距离是38.4万千米 ，月球离地球近地点距离为35.7万千米 ;距离地球最远的远地点距离为40.6万千米。地球到月球的平均距离约为地球赤道周长的10倍。月球轨道呈椭圆形，近地点平均距离为363300公里,远地点平均距离为405500公里。月球直径为3476公里,约为地球直径的3/11。月球表面面积大约是地球表面面积的1/14，比亚洲面积稍小。月球的体积只相当于地球体积的1/49。月球质量约等于地球质量的1/81.3。

三角测距法周期视差法星等法

一般是用三角法，比如说地球在春分点和秋分点时分别观测一颗恒星对地球的角度，然后以公转轨道半径为基线，算出它距地球的距离 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。 参考资料：吴国盛 《科学的历程》 同的天体距离要有不同的方法，摘抄如下： 天体测量方法 2.2.2光谱在天文研究中的应用 人类一直想了解天体的物理、化学性状。这种愿望只有在光谱分析应用于天文后才成为可能并由此而导致了天体物理学的诞生和发展。通过光谱分析可以：(1)确定天体的化学组成；(2)确定恒星的温度；(3)确定恒星的压力；(4)测定恒星的磁场；(5)确定天体的视向速度和自转等等。 2.3天体距离的测定 人们总希望知道天体离我们有多远，天体距离的测量也一直是天文学家们的任务。不同远近的天体可以采不同的测量方法。随着科学技术的发展，测定天体距离的手段也越来越先进。由于天空的广袤无垠，所使用测量距离单位也特别。

是的

三角视差法 测量天体之间的距离可不是一件容易的事。 天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级。离我们比较近的天体，它们离我们最远不超过100光年（1光年＝9.46？1012千米），天文学家用三角视差法测量它们的距离。三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点，地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点，通过测量地球到那个天体的视角，再用到已知的地球绕太阳公转轨道的直径，依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了。稍远一点的天体我们无法用三角视差法测量它和地球之间的距离，因为在地球上再也不能精确地测定他它们的视差了。 移动星团法 这时我们要用运动学的方法来测量距离，运动学的方法在天文学中也叫移动星团法，根据它们的运动速度来确定距离。不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中移动的。在银河系之外的天体，运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离。 造父视差法（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广度，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。 哈勃定律方法 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。

我们看到上亿光年以外的东西，是光从上亿光年以外出发一路风尘仆仆进入我们眼睛的结果。光从哪里过来就需要上亿年，所以我们只能看到上亿年以前的那个地方。看到的是实体，上亿年以前的实体，而非上亿年以前的实体在今天的虚像。

参宿四是一颗位于猎户座的红超巨星，也是冬季大三角的成员之一；一直以来，参宿四被当做对太阳系威胁最大的恒星之一，原因是参宿四随时有可能爆发超新星，尤其是去年以来，参宿四经历了多次显著的变暗现象，视星等在数月内下降了差不多两个等级，人们一度猜测是超新星爆发的前奏。 参宿四的距离和大小 最近，科学家利用新的方法，测量了参宿四的大小和距离，发现参宿四的距离为548光年（以往估计值640光年），半径是太阳的750倍（以往估计值为1000倍）；该论文发表在《天体物理学杂志》上，主要作者是澳大利亚科学家Meridith Joyce。 对参宿四距离的测量并不是一件简单的事，在过去几十年中，不同的方法得到的距离从330光年到800光年不等，比如2017年的一项研究得到是724光年，天文学上对一个天体距离的测量非常重要，只有先得到天体的准确距离，我们才能知道天体的尺寸以及演化阶段。 对于距离不远的恒星，最为常见的就是三角视差法，我们可以利用地球在太阳系轨道中的不同位置，与太阳系外恒星形成的视角差，来确定该恒星的距离，距离越远，视角差越小，比如距离太阳系最近的恒星比邻星，视角差为0.772角秒（1度=3600角秒）。 当恒星距离太远时，三角视差法的误差将会非常大，甚至是大气干扰带来的误差都能淹没观测数据，科学家此次对参宿四的测量，使用了欧洲航天局发射的高精度视差测量卫星，并利用三个独立模型来修正数据，最终得到了参宿四的距离为548(-49/+88)光年，大小是太阳的750倍。 参宿四亮度变化的原因 关于参宿四亮度变化的原因有很多解释，比如星际尘埃的遮挡、参宿四自身物质的对流活动、超新星爆发前的星震等等，参宿四本身就是一颗变星，在过去几十年内亮度发生过很多次变化。 但是前面几次亮度变化比较剧烈和异常，比如在2020年2月亮度减弱到了正常亮度的37%，然后又逐渐恢复亮度，到了5月份又开始变暗。 此次研究人员根据观测数据进行分析，认为参宿四的亮度变化很可能是恒星脉动引起的，参宿四这样的红超巨星会经历100多万年的氦元素融合阶段，参宿四的核心目前正在燃烧着氦，进而转化为碳、氧等元素，最后形成铁元素，一旦铁元素开始形成，就意味着距离超新星不远了，就目前而言，在参宿四爆炸之前或许还有10万年的时间。 超新星爆炸会怎样？ 2017年的一份科学研究表明，超新星爆炸的危险距离是50光年（只针对中小质量的超新星，超超新星的致死范围更远）；所以对于500光年外的参宿四来说，即便超新星爆炸对地球的影响也很有限，而超新星最后会留下一颗中子星或者黑洞，在两极产生的射流拥有恐怖的杀伤力， 并延伸到几百光年之外，好在参宿四的自转轴方向与太阳系位置相差了20 ，并不会直接扫过太阳系。 据估计，当参宿四爆炸时，视星等能达到-10以上并持续数周，峰值时与满月亮度相当，绝对亮度超过太阳的1000亿倍，到那时对人类来说或许并不是灾难，而是一场奇妙的宇宙灯光秀。 以前超新星对地球的影响 从数学概率上看，在银河系中，一个世纪内大约会发生两次超新星爆炸，如果超新星距离地球太近，将会对地球生命造成严重影响。 比如3.6亿年前的泥盆纪大灭绝事件，造成地球上75%的物种消失，就有很大可能是近地超新星造成的；还有260万年前的一颗超新星，大约距离地球150光年，消灭了大型海洋生物，保存在海底沉积物中的铁-60同位素证明了这点，而铁-60通常在超新星中产生，在到达地球时会产生μ介子，μ介子具有很强的穿透力，能引发癌症和基因突变，对于大型动物来说辐射剂量会大幅上升。 甚至人类直立行走都有可能和超新星有关，有研究表明，在数百万年前一颗超新星爆发，产生的高能射线在到达地球时，引发地球电离层的频繁放电，从而导致当时非洲森林的严重火灾，最后非洲演化为草原，人类的祖先告别森林，从树上下来走向草地，为了在草地上更好地观察危险，逐渐学会了直立行走。 虽然这些研究还没有完全被证实，但也说明了超新星爆发对地球生物的影响是非常大的，相信在未来也是如此。

红外光谱的波动

是的………………

关于如何测定天体之间的距离 比较近的恒星可以用视差的方法进行测量。譬如，我们要测量远处的一座塔到我们的距离，可以先确定两个已知距离的测量点，然后分别从这两个点去看塔顶的方向，两个方向的夹角就叫做视差角。在一个等腰三角形中，知道顶角和对边，就可以求出它利用周年视差测量恒星的距离的高，也就是塔顶到我们的距离。 测量较近处的恒星，可以把地球绕太阳运动轨道的直径作为已知距离的基线。地球绕太阳一周的时间是一年，半年绕行半周。在相隔半年的那两天里，地球正好处在地球轨道直径的两端。在相隔半年的那两天分别观测同一颗恒星，其方向是不同的，这就是它的视差角。由视差角和地球的轨道直径(3亿千米)，便可以计算出恒星的距离了。利用这种方法只能测量二三百光年以内的恒星的距离。 更远处的恒星，因为它们的视差角太小了，无法测准，只能寻找其他方法。其中一个著名的方法是利用造父变星的周光关系来推算遥远天体的距离，造父变星因此而获得了“量天尺”的美称。 一般是用三角法，比如说地球在春分点和秋分点时分别观测一颗恒星对地球的角度，然后以公转轨道半径为基线，算出它距地球的距离 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。 参考资料：吴国盛 《科学的历程》 同的天体距离要有不同的方法，摘抄如下： 天体测量方法 2.2.2光谱在天文研究中的应用 人类一直想了解天体的物理、化学性状。这种愿望只有在光谱分析应用于天文后才成为可能并由此而导致了天体物理学的诞生和发展。通过光谱分析可以：(1)确定天体的化学组成；(2)确定恒星的温度；(3)确定恒星的压力；(4)测定恒星的磁场；(5)确定天体的视向速度和自转等等。 2.3天体距离的测定 人们总希望知道天体离我们有多远，天体距离的测量也一直是天文学家们的任务。不同远近的天体可以采不同的测量方法。随着科学技术的发展，测定天体距离的手段也越来越先进。由于天空的广袤无垠，所使用测量距离单位也特别。天文距离单位通常有天文单位(AU)、光年(ly)和秒差距(pc)三种。 2.3.1月球与地球的距离 月球是距离我们最近的天体，天文学家们想了很多的办法测量它的远近，但都没有得到满意的结果。科学的测量直到18世纪（1715年至1753年）才由法国天文学家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的学生拉朗德(Larand)用三角视差法得以实现。他们的结果是月球与地球之间的平均距离大约为地球半径的60倍，这与现代测定的数值（384401千米）很接近。 雷达技术诞生后，人们又用雷达测定月球距离。激光技术问世后，人们利用激光的方向性好，光束集中，单色性强等特点来测量月球的距离。测量精度可以达到厘米量级。 2.3.2太阳和行星的距离 地球绕太阳公转的轨道是椭圆，地球到太阳的距离是随时间不断变化的。通常所说的日地距离，是指地球轨道的半长轴，即为日地平均距离。天文学中把这个距离叫做一个“天文单位”(1AU)。1976年国际天文学联合会把一个天文单位的数值定为1.49597870×1011米，近似1.496亿千米。 太阳是一个炽热的气体球，测定太阳的距离不能像测定月球距离那样直接用三角视差法。早期测定太阳的距离是借助于离地球较近的火星或小行星。先用三角视差法测定火星或小行星的距离，再根据开普勒第三定律求太阳距离。1673年法国天文学家卡西尼(Dominique Cassini)首次利用火星大冲的机会测出了太阳的距离。 许多行星的距离也是由开普勒第三定律求得的，若以1AU为日地距离，“恒星年”为单位作为地球公转周期，便有：T2＝a3。若一个行星的公转周期被测出,就可以算出行星到太阳的距离。如水星的公转周期为0.241恒星年，则水星到太阳的距离为0.387天文单位(AU)。 2.2.3恒星的距离 由于恒星距离我们非常遥远，它们的距离测定非常困难。对不同远近的恒星，要用不同的方法测定。目前，已有很多种测定恒星距离的方法： (1)三角视差法 河内天体的距离又称为视差，恒星对日地平均距离（a）的张角叫做恒星的三角视差(p)，则较近的恒星的距离D可表示为： sinπ＝a/D 若π很小，π以角秒表示，且单位取秒差距(pc)，则有：D=1/π 用周年视差法测定恒星距离，有一定的局限性，因为恒星离我们愈远，π就愈小，实际观测中很难测定。三角视差是一切天体距离测量的基础，至今用这种方法测量了约10,000多颗恒星。 天文学上的距离单位除天文单位（AU）、秒差距(pc)外，还有光年(ly)，即光在真空中一年所走过的距离，相当94605亿千米。三种距离单位的关系是： 1秒差距(pc)＝206265天文单位(AU)＝3.26光年＝3.09×1013千米 1光年(1y)＝0.307秒差距(pc)＝63240天文单位(Au)＝0.95×1013千米。 (2)分光视差法 对于距离更遥远的恒星，比如距离超过110pc的恒星，由于周年视差非常小，无法用三角视差法测出。于是，又发展了另外一种比较方便的方法--分光视差法。该方法的核心是根据恒星的谱线强度去确定恒星的光度，知道了光度（绝对星等M），由观测得到的视星等(m)就可以得到距离。 m - M= -5 + 5logD. (3)造父周光关系测距法 大质量的恒星，当演化到晚期时，会呈现出不稳定的脉动现象，形成脉动变星。在这些脉动变星中，有一类脉动周期非常规则，中文名叫造父。造父是中国古代的星官名称。仙王座δ星中有一颗名为造父一，它是一颗亮度会发生变化的“变星”。变星的光变原因很多。造父一属于脉动变星一类。当它的星体膨胀时就显得亮些，体积缩小时就显得暗些。造父一的这种亮度变化很有规律，它的变化周期是5天8小时46分38秒钟，称为“光变周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同变化的变星，统称“造父变星”。 2 天体测量方法 1912 年美国一位女天文学家勒维特（Leavitt 1868--1921）研究小麦哲伦星系内的造父变星的星等与光变周期时发现：光变周期越长的恒星，其亮度就越大。这就是对后来测定恒星距离很有用的“周光关系”。目前在银河系内共发现了700多颗造父变星。许多河外星系的距离都是靠这个量天尺测量的。 (4)谱线红移测距法 20 世纪初，光谱研究发现几乎所有星系的都有红移现象。所谓红移是指观测到的谱线的波长(l)比相应的实验室测知的谱线的波长(l0)要长，而在光谱中红光的波长较长，因而把谱线向波长较长的方向的移动叫做光谱的红移，z=(l-l0)/ l0。1929年哈勃用2.5米大型望远镜观测到更多的河外星系，又发现星系距我们越远，其谱线红移量越大。 谱线红移的流行解释是大爆炸宇宙学说。哈勃指出天体红移与距离有关：Z = H*d /c，这就是著名的哈勃定律，式中Z为红移量；c为光速；d为距离；H为哈勃常数，其值为50～80千米／(秒·兆秒差距)。根据这个定律，只要测出河外星系谱线的红移量Z，便可算出星系的距离D。用谱线红移法可以测定远达百亿光年计的距离。

没有可能。理由： 化学燃料 1. 航天飞机这样的化学燃料火箭加速度为1．7g，也就是只有地球重力1．7倍的加速能力。使用航天飞机要用10年时间到达4．3光年之遥的半人马座γ星，必须持续加速两个月以上，这是不可能的。为了持续加速两个月，航天飞机就得装载更多的燃料，这使它的重量之大以至根本离不开发射台。 2. 随着接近光速，等在前面的一个难关便出现了，这就是“爱因斯坦狭义相对论”指出的速度越快质量越大的规律。当速度达到光速的0．75倍左右时，质量将变成1．5倍。由于质量增大推进力即使加大也无法加速，所以航天飞机必须造得尽可能轻些。 3. 在恒星际宇宙飞行的情况下，需要的能量与今天的一般飞行相比简直是天壤之比。如果要让载人宇宙飞船以三分之一的光速飞行，就需要相当于让全世界发电厂工作几年的能量。如果采用原子反应堆，单位质量燃料的推进力将增大1000万倍。理论上说，可以期待的办法是用激光束照射核燃料在燃烧室内发生核聚变反应。但是为此就得建造相当复杂的反应堆，技术上是十分困难的。 反物质飞行 1. 理论上说，粒子与反粒子消失时产生的能量是核裂变和核聚变的100倍。要把一般质量为1000千克的宇宙飞船加速到0．1倍光速，经计算只需9千克的反物质燃料就够了。但是,反物质是带电性的粒子，彼此会产生排斥力，反物质的密度越高，用来约束反物质的磁场强度就越大，这就需要能让磁场强度之大超乎想象的超导材料。 2. 其次是数量的问题。即使建造高效率、规模巨大的反物质生产厂，要生产1克反物质就需要长得异乎寻常的时间。国际研究小组在欧洲核子研究中心制造反氢原子，在三个星期的实验中只制造出9个。注意是9个。 太阳帆 1. 离开太阳系后，带电粒子流便变得稀薄，宇宙飞船在“无风”的状态下会停驶，利用太阳帆前往其他恒星显然是不可能的。

这个..........

没错!你的提问已经完全正确地回答了你自己的问题.我们所看见的500光年外的天体,其实并不是它现在的状态,那正是它500年前的状态.

500＊365＊24＊60＊60＊3*10^8=197100000000000000米

一般是用三角法,比如说地球在春分点和秋分点时分别观测一颗恒星对地球的角度,然后以公转轨道半径为基线,算出它距地球的距离 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. 参考资料：吴国盛 《科学的历程》 同的天体距离要有不同的方法,摘抄如下： 天体测量方法 2.2.2光谱在天文研究中的应用 人类一直想了解天体的物理、化学性状.这种愿望只有在光谱分析应用于天文后才成为可能并由此而导致了天体物理学的诞生和发展.通过光谱分析可以：(1)确定天体的化学组成；(2)确定恒星的温度；(3)确定恒星的压力；(4)测定恒星的磁场；(5)确定天体的视向速度和自转等等. 2.3天体距离的测定 人们总希望知道天体离我们有多远,天体距离的测量也一直是天文学家们的任务.不同远近的天体可以采不同的测量方法.随着科学技术的发展,测定天体距离的手段也越来越先进.由于天空的广袤无垠,所使用测量距离单位也特别.天文距离单位通常有天文单位(AU)、光年(ly)和秒差距(pc)三种. 2.3.1月球与地球的距离 月球是距离我们最近的天体,天文学家们想了很多的办法测量它的远近,但都没有得到满意的结果.科学的测量直到18世纪（1715年至1753年）才由法国天文学家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的学生拉朗德(Larand)用三角视差法得以实现.他们的结果是月球与地球之间的平均距离大约为地球半径的60倍,这与现代测定的数值（384401千米）很接近. 雷达技术诞生后,人们又用雷达测定月球距离.激光技术问世后,人们利用激光的方向性好,光束集中,单色性强等特点来测量月球的距离.测量精度可以达到厘米量级. 2.3.2太阳和行星的距离 地球绕太阳公转的轨道是椭圆,地球到太阳的距离是随时间不断变化的.通常所说的日地距离,是指地球轨道的半长轴,即为日地平均距离.天文学中把这个距离叫做一个“天文单位”(1AU).1976年国际天文学联合会把一个天文单位的数值定为1.49597870×1011米,近似1.496亿千米. 太阳是一个炽热的气体球,测定太阳的距离不能像测定月球距离那样直接用三角视差法.早期测定太阳的距离是借助于离地球较近的火星或小行星.先用三角视差法测定火星或小行星的距离,再根据开普勒第三定律求太阳距离.1673年法国天文学家卡西尼(Dominique Cassini)首次利用火星大冲的机会测出了太阳的距离. 许多行星的距离也是由开普勒第三定律求得的,若以1AU为日地距离,“恒星年”为单位作为地球公转周期,便有：T2＝a3.若一个行星的公转周期被测出,就可以算出行星到太阳的距离.如水星的公转周期为0.241恒星年,则水星到太阳的距离为0.387天文单位(AU). 2.2.3恒星的距离 由于恒星距离我们非常遥远,它们的距离测定非常困难.对不同远近的恒星,要用不同的方法测定.目前,已有很多种测定恒星距离的方法： (1)三角视差法 河内天体的距离又称为视差,恒星对日地平均距离（a）的张角叫做恒星的三角视差(p),则较近的恒星的距离D可表示为： sinπ＝a/D 若π很小,π以角秒表示,且单位取秒差距(pc),则有：D=1/π 用周年视差法测定恒星距离,有一定的局限性,因为恒星离我们愈远,π就愈小,实际观测中很难测定.三角视差是一切天体距离测量的基础,至今用这种方法测量了约10,000多颗恒星. 天文学上的距离单位除天文单位（AU）、秒差距(pc)外,还有光年(ly),即光在真空中一年所走过的距离,相当94605亿千米.三种距离单位的关系是： 1秒差距(pc)＝206265天文单位(AU)＝3.26光年＝3.09×1013千米 1光年(1y)＝0.307秒差距(pc)＝63240天文单位(Au)＝0.95×1013千米. (2)分光视差法 对于距离更遥远的恒星,比如距离超过110pc的恒星,由于周年视差非常小,无法用三角视差法测出.于是,又发展了另外一种比较方便的方法--分光视差法.该方法的核心是根据恒星的谱线强度去确定恒星的光度,知道了光度（绝对星等M）,由观测得到的视星等(m)就可以得到距离. m - M= -5 + 5logD. (3)造父周光关系测距法 大质量的恒星,当演化到晚期时,会呈现出不稳定的脉动现象,形成脉动变星.在这些脉动变星中,有一类脉动周期非常规则,中文名叫造父.造父是中国古代的星官名称.仙王座δ星中有一颗名为造父一,它是一颗亮度会发生变化的“变星”.变星的光变原因很多.造父一属于脉动变星一类.当它的星体膨胀时就显得亮些,体积缩小时就显得暗些.造父一的这种亮度变化很有规律,它的变化周期是5天8小时46分38秒钟,称为“光变周期”.在恒星世界里,凡跟造父一有相同变化的变星,统称“造父变星”. 作者： haj520520 2005-5-21 18:44 回复此发言 ------------------------------------------------------------------------ 2 天体测量方法 1912 年美国一位女天文学家勒维特（Leavitt 1868--1921）研究小麦哲伦星系内的造父变星的星等与光变周期时发现：光变周期越长的恒星,其亮度就越大.这就是对后来测定恒星距离很有用的“周光关系”.目前在银河系内共发现了700多颗造父变星.许多河外星系的距离都是靠这个量天尺测量的. (4)谱线红移测距法 20 世纪初,光谱研究发现几乎所有星系的都有红移现象.所谓红移是指观测到的谱线的波长(l)比相应的实验室测知的谱线的波长(l0)要长,而在光谱中红光的波长较长,因而把谱线向波长较长的方向的移动叫做光谱的红移,z=(l-l0)/ l0.1929年哈勃用2.5米大型望远镜观测到更多的河外星系,又发现星系距我们越远,其谱线红移量越大. 谱线红移的流行解释是大爆炸宇宙学说.哈勃指出天体红移与距离有关：Z = H*d /c,这就是著名的哈勃定律,式中Z为红移量；c为光速；d为距离；H为哈勃常数,其值为50～80千米／(秒·兆秒差距).根据这个定律,只要测出河外星系谱线的红移量Z,便可算出星系的距离D.用谱线红移法可以测定远达百亿光年计的距离.

以光的速度跑500年才能到

一光年等于9460730472580km，人走1公里要10~13min，就按12min来算，也就是0.0083天，走1光年要78524062922天=107567209500年；汽车按120/h来算，行驶1公里要30s，也就是0.00035天，行驶1光年要9071933年，4535966500年;飞机飞1公里只需4秒，也就是0.000046天，飞1光年要435193602年，那么飞500光年要21759680100年

一光年大概9460800000000公里，500光年也就是4730400000000000公里。以目前地球上最快的飞船，也就是第一宇宙速度每秒12公里，那麼至少需要12500000年才能到达。假如一个人的平均寿命80岁，从20岁开始工作，70岁退休。在相互轮替驾船的情况下，大概需要25万代人可以到达了。

设物体的加速度为a，到达A点的速度为v0,通过AB段和BC段所用的时间为t，则有：L1=v0t+1/2*at^2………………………………………①L1+L2=2v0t+1/2*a(2t)^2……………………………………②联立①②式得：L2－L1=at^2……………………………………………③3L1－L2=2v0t…………………………………………④设O与A的距离为L,则有：L=v0^2/2a……………………………………………⑤联立③④⑤式得：L=(3L1－L2)2/8(L2－L1)

A、B由题，b点电势高于c点电势，则知电场线方向由O指向c，则点电荷带正电，a、b间电场线比b、c间电场线密，则a、b间场强大于b、c间的场强，由公式U=Ed可知，a、b间电势差大于b、c间电势差，由公式W=qU可知，前一过程中电场力做的功小于后一过程中电场力做的功．故AB错误．C、负电荷所受的电场力方向向左，与速度方向相同，则电场力做正功，电势能减小．故C正确．D、电场力做正功，由动能定理得知，后一过程，粒子动能不断增大．故D错误．故选C

C 根据题述，ab之间电场强度大于bc之间电场强度，前一过程中电场力做的功小于后一过程中电场力做的功，选项AB错误；前一过程中，电场力做正功，离子电势能不断减小，动能不断增大；后一过程中，电场力做正功，粒子动能不断增大，选项C正确D错误。

设在OA段的时间为t1，加速度为a；在AB和BC段的时间为t。则：OA=(1/2)at1^2OB=(1/2)a(t1+t)^2OC=(1/2)a(t1+2t)^2则，AB=OB-OA=(1/2)a(t1+t)^2-(1/2)at1^2=L1===> (t1+t)^2-t1^2=2L1/a===> t1^2+2tt1+t^2-t1^2=2L1/a===> t^2+2tt1=2L1/a…………………………………………………………（1）BC=OC-OB=(1/2)a(t1+2t)^2-(1/2)a(t1+t)^2=L2===> (t1+2t)^2-(t1+t)^2=2L2/a===> t1^2+4tt1+4t^2-t1^2-2tt1-t^2=2L2/a===> 3t^2+2tt1=2L2/a…………………………………………………………（2）(2)-(1)得：2t^2=2(L2-L1)/a===> t=√(L2-L1)/a代入(1)得到：(L2-L1)/a+2√[(L2-L1)/a]t1=2L1/a===> √[(L2-L1)/a]t1=(3L1-L2)/(2a)===> t1^2=(3L1-L2)^2/(4a^2)*[a/(L2-L1)]=(3L1-L2)^2/[4a(L2-L1)]所以，OA=(1/2)at1^2=(1/2)a*(3L1-L2)^2/[4a(L2-L1)]=(3L2-L1)^2/[8(L2-L1)]

这种题目很多的，必须理解，不理解的话，看过后再碰到还是不会做我给你两种解法，本人推荐第二种解法解法一：设物体的加速度为a，到达A点的速度为v0,通过AB段和BC段所用的时间为t，则有：l1=v0t+at^2/2………………………………………①l1+l2=2v0t+2at^2……………………………………②联立①②式得：l2－l1=at^2……………………………………………③3l1－l2=2v0t…………………………………………④设O与A的距离为l,则有：l=v0^2/2a……………………………………………⑤联立③④⑤式得：l=(3l1－l2)^2/8(l1－l2)解法二：设物体的加速度为a，到达B点的速度为vB,通过AB段和BC段所用的时间为t，OB段长度为s,则有：l2－l1=at^2……………………………………………①vB=(l1+l2)/2t…………………………………………①vB^2=2as………………………………………………③l=s－l1………………………………………………④联立①①③④式得：l=(3l1－l2)^2/8(l1－l2)

uff08L2-L1uff09/2 t

B点的瞬时速度为：vB＝l1+l22t…①根据连续相等时间内的位移之差是一恒量得：△s＝l2?l1＝at2…②sOA=sOB-l1 …③根据速度位移公式得：sOB＝vB2?02a…④联立方程，解得：sOA＝(3l1?l2)28(l2?l1)… ⑤代入数据，得：SOA＝18m．答：O与A的距离为18m．

因题目中未给出通过OA 和AB 段时间的关系，不能用通过相等时间距离比1:3:5的关系，因此答案还应该根据公式得出L=（3L1-L2）^2/8(L2-L1) 。

他把中间过程省略了L1=v0t+1/2*at^2L2=（v0+at）t+1/2*at^2=v0t+3/2*at^2一加就完了也可花一个vt图 分割开 用面积看更直观些

已知O、A、B、C为同一直线上的四点，AB间的距离为l0m，BC间的距离为20m，一辆自行车自O点由静止出发，沿此直线做匀加速运动，依次经过A、B、C三点，已知自行车通过AB段与BC段所用的时间相等．求O与A的距离．

16-4u221a5 (m)

B是A,C的中间时刻点，速度等于这段AC的平均速度，故有Vb=（S1+S2）/2还有S2-S1=aT^2(^2表示2次方)从O到B有Vb^2=2a(S+L1)联立可得O与A的距离为：S=[(3S1-S2)^2]/[8(S2-S1)]

3l1－l2=2v0t…………………………………………④ 设Ｏ与Ａ的距离为l,则有： l=v0^2/2a ……………………………………………⑤ 联立③④⑤式得： l=(3l1－l2)^2/8(l1－l2) 解法二：设物体的加速度为a，到达B点的速度为vB,通过AB段和BC段所用的时间为t，OB段长度为s,则有： l2－l1=at^2 ……………………………………………① vB = ( l1+l2)/2t…………………………………………① vB^2=2as ………………………………………………③ l=s－l1 ………………………………………………④

孩子 检查一下你的问题，无解···补充一下吧···

其实不难，用v-t图像做，根据比例可以做得出，答案应该是（3x1-y2）^2/8y2-x1），，，，，望采纳

Vat+at^2/2=4，2Vat+4（at^2/2）=10，解得：at^2/2=1，则有：vat=3Vbt+at^2/2=6，Vbt=5则：Va：Vb=3：5则有从O点开始，物体运动到A点的时间为：T=3/2t，由：at^2/2=1，则：aT^2/2=9/4=2.25m已知O，A，B，C为同一直线上的四点，AB间的距离为4M,BC间的距离为6M，一物体自O点由静止出发，沿此直线做匀加速运动，依次经过A，B，C三点，已知物体通过AB段与BC段所用的时间相等，则物体通过A点和B点时的速度之比为（3：5）OA间的距离为（2.25m）

vT+0.5aT2=11 VT+0.5aT2=12解之得VT-vT=1V=v+aT s=0.5aT2最后解得 s=0.5m

你的问题有才，什么都不问，别人怎么回答？？

设物体的加速度为a，到达A点的速度为v0，通过AB段和BC点所用的时间为t，则L1=v0t+12at2…① L1+L2=v0?2t+12a(2t)2…②联立②-①×2得：a=L2?L1t2…③v0=3L1?L22t…④设O与A的距离为L，则有L=v022a…⑤将③、④两式代入⑤式得：L=(3L1?L2)28(L2?L1)．故答案为：(3L1?L2)28(L2?L1)．

（1）因为B为A到C的中间时刻，所以vB＝xAC2T＝3+52＝4m/s（2）对BC段：xBC＝vBT+12aT2得：a=2(xBC?vBT)T2＝2×(5?4)1＝2m/s2（3）对OB段：xOB＝vB22a＝164＝4m，所以：xOA=xOB-xAB=4-3=1m答：（1）物体经过B点时的速度大小为4m/s；（2）物体运动的加速度大小为2m/s2；（3）O与A的距离为1m．

设物体通过AB段与BC段所用的相等时间为T， v B = x AC 2T = 3 2T △x=aT 2 =1，v A =v B -aT= v B - 1 T = 1 2T 所以物体通过A点和B点时的速度之比为1：3．设OA段的位移为x，则有 v A 2 =2ax ，而 v B 2 - v A 2 =2a×1 ，又v B =3v A ，综合三个式子得，x= 1 8 m ．故本题答案为：1：3， 1 8

三百公里直线距离是三十万米。公里是指一种常用的长度计量单位，是千米的俗称，缩写为km，1公里(千米)=1000米，通常它用于衡量两地之间的距离。是中国对"Km"通俗、广泛应用的叫法。"米"(meter，法mètre)，国际单位制基本长度单位，符号为m，一米等于10分米。 可用来衡量长、宽、高。"米"的定义起源于法国。1米的长度最初定义为通过巴黎的子午线上从地球赤道到北极点的距离的千万分之一，并与随后确定了国际米原器。随着人们对计量学认识的加深，米的长度的定义几经修改。2019年，国际计量大会(CGPM)对它们定义的文本进行了修订。2019年5月20日起，米的定义更新为:当真空中光速c以m/s为单位表达时选取固定数值299792458来定义米。其中秒是由铯的频率ΔνCs来定义。1公里=1000米 = 0.621 英里= 1，094 码= 3，281 英尺，1 千米(公里)= 1，000 米(公尺)= 100，000 厘米(公分) = 1，000，000毫米(公厘)，1公里（千米）=2里=1000米。

设距离为s：s/40+s/60=20 3s/120+2s/120=20 5s=2400 s=480

2*95+128

95X2十128=318(千米)答:甲、乙两地之间的公路长318千米。

因为F=14G，n=4，根据奇动偶定的原则绕制滑轮组如下图：∵由图可知，滑轮组的绳子股数为n=4，不计滑轮摩擦力和动滑轮质量，F=14G∴物体重力G=4F=4×30N=120N；拉力移动的距离s=4h=4×10cm=40cm．答：物体受到的重力是120N；拉力移动的距离是40cm．

（1）有用功为W有用=Gh=4.2N×0.1m=0.42J；（2）总功W总=FS=F×nh=2N×3×0.1m=0.6J；机械效率η=W有用W总=0.42J0.6J×100%=70%；（3）动滑轮的重力G动=3F-G=3×2N-4.2N=1.8N；机械效率变为η1=G1G1+G动=7.2N7.2N+1.8N=80%．故答案为：0.42；70%；80%．

点P到三边的距离x△ABC=x(AB+BC+CA)/2=3*4/2=6x=6/(3+4+5)=1/2

嗯……这个嘛，我认为有5个的啊……

1.个人距离：指两个人在心理上保持一定的距离，这是最亲密的距离，如夫妻之间、母子之间、父母与其子女、上级与下属之间。 2.亲密距离：两个人在心理上靠近的距离，如情人、恋人之间。 3.社交距离：两个人在心理上相互尊重的距离，如师生之间、朋友之间。 4.公众距离：两个人在心理上保持一定距离，以便于公众场所活动的距离，如公园、剧院、会场、运动场等。人际关系的四种距离：个人距离、亲密距离、社交距离和公众距离，其中个人距离是最亲密的，其次是亲密距离，最后是社交距离。人际关系的四个基本距离：个人距离、亲密距离、社交距离和公共距离。其中个人距离是最亲密的，其次是亲密距离，最后是社交距离。

第一层是亲密距离。这是人际交往中的最小间隔或无间隔，即我们所说的“亲密无间”，其近范围在6英尺（约15厘米）之内，彼此间可能肌肤相触，耳鬓厮磨，以致能相互能相互感受到对方的体温、气味和气息。其远范围是6英寸到18英寸（15厘米~44厘米）之间，身体上的接触可能表现为挽臂执手，或促膝谈心，仍体现出亲密友好的人际关系。 第二层是个人距离。这是人际间隔上稍有分寸感的距离，以较少直接身体接触。个人距离的近范围为1.5—2.5英尺（46~76厘米）之间，正好能相互亲切握手，友好交谈。这是与熟人的交往空间。陌生人进入这个范围会构成对别人的侵犯。个人距离的远范围是2.5~4英尺（76~22厘米).任何朋友和熟人都可以进入这个范围。 第三个层次是社交距离。这已超出了亲密或熟人的人际关系，而是体现出一种社交性或礼节上的较正式关系，其近范围为4~7英尺（1.2~2.1米），一般在工作环境和社交聚会上，人们都保持这种程度的距离。社交距离的远范围为7~12英尺（2.1~3.7米）。表现为一种更加正式的交往关系。 第四种层次是公众距离，这是公开演说时演说者与听众所保持的距离，其近范围为12~25英尺（约3.7~7.6米），远范围在25英尺之外。

12英尺是3.6576 米(m)。1英尺等于0.3048 米(m)12 英寸(in)0.3333333 码(yd)0.0001894 英里(mi)0.0001646 海里(nmi)0.0015152 弗隆(fur)0.0006096 里0.09144 丈

1、亲密距离：6英寸～18英寸之间(15厘米～44厘米)15厘米以内，是最亲密区间，彼此能感受到对方的体温、气息。15厘米～44厘米之间，身体上的接触可能表现为挽臂执手，或促膝谈心。44厘米以内，在异性，只限于恋人、夫妻等之间，在同性别的人之间，往往只限于贴心朋友。2、私人距离：1.5英尺～4英尺之间(46厘米～122厘米)这是人际间隔上稍有分寸感的距离，已较少直接的身体接触。“私人距离”是指比“亲密距离”稍远一点的距离，一般表现为伸手可以握到对方的手，但不容易接触到对方的身体。通常朋友间的交谈多采用这个距离。在社交场合，某些人为了向对方表示特殊的亲近感也会有意采用这样的距离。3、社交距离：4英尺～12英尺(1.2米～3.7米)这已超出了亲密或熟人的人际关系，而是体现出一种公事上或礼节上的较正式关系。“社交距离”的范围规定比较灵活，近可相距两三步，相当于两张办公桌的距离；远可相距五六步或更远些。通常用于与个人关系不大的人员交往。例如在小型招待会上，隔几步远与没有过多交往的认识者打招呼或简单寒暄几句便离开。这一距离对双方没有过多的约束力，表示不想多作交谈。4、公众距离：12英尺～25英尺(3.7米～7.6米）“公众距离”一般指公共场合中演讲者与台下听众，教室里老师对学生，舞台上演员与观众的距离。这是约束感最弱的距离。所以，什么样子的朋友就有什么样子的距离，我们需要这个距离，不仅仅是礼貌，也是我们生活的一种隐形规则。

A、在b点前做减速运动，b点后做加速运动，可见b点的加速度为0，则在b点受到两点电荷的电场力平衡，可知Q2带负电，且有kQ1q(3L)2=kQ2q(2L)2，即Q2带电荷量小于Q1，故A错误；B、在b点前做减速运动，b点后做加速运动，可见b点的加速度为0，受力为零，故合场强为零，故B正确C、该电荷从a点到b点，做减速运动，且该电荷为正电荷，电场力做负功，所以电势能增大，电势升高，所以b点电势较高．故C错误D、由C分析得，粒子在a点的电势能比b点的电势能小，故D正确故选：BD

A、在b点前做减速运动，b点后做加速运动，可见b点的加速度为0，则在b点受到两点电荷的电场力平衡，可知Q2带负电，且有kQ1q(3L)2=kQ2q(2L)2，故A正确B、在b点前做减速运动，b点后做加速运动，可见b点的加速度为0，受力为零，故合场强为零，故B正确C、该电荷从a点到b点，做减速运动，且该电荷为正电荷，电场力做负功，所以电势能增大，电势升高，所以b点电势较高．故C错误D、由C分析得，D正确故选：ABD

E1=E2=k4Q/r^2=kQ/(l-r)(2l-r)(2l-3r)=0r=2l或r=有两处，分别在Q1右边2l/3和2l处当在2l，E合=E1-E2=0当在2l/3，E合=E1+E2=18kQ/l^2

A、在b点前做减速运动，b点后做加速运动，可见b点的加速度为0，则在b点受到两点电荷的电场力平衡，可知Q2带负电，且有kQ1q(3L)2=kQ2q(2L)2，Q2＜Q1．故A正确B、在b点前做减速运动，b点后做加速运动，可见b点的加速度为0，受力为零，故合场强为零，故B正确C、该电荷从a点到b点，做减速运动，且该电荷为正电荷，电场力做负功，所以电势能增大，电势升高，所以b点电势较高．故C错误D、粒子从a到b，速度减小，动能减小，根据能量守恒可知电势能增大，故D正确本题选错误的，故选：C．

E1=E2=k4Q/r^2=kQ/(l-r)(2l-r)(2l-3r)=0r=2l或r=有两处，分别在Q1右边2l/3和2l处当在2l，E合=E1-E2=0当在2l/3，E合=E1+E2=18kQ/l^2

2.5s。忽略空气阻力，用上抛运动公式h=vot-1/2 gt2（t的平方，这个公式你知道吧），代入数据得v0=12.5m/s，则上升所用时间t1-v0/f=12.5/10=1.25s，下降时间也是1.25s，所以总时间t=2.5s。也就是说，运动2s时，物体实际已经通过了最高点再往下运动了

以抛出点为坐标原点，竖直向上为正方向，则抛出点的坐标为0，最高点的坐标是8m，上升过程的位移是8m，全过程的总位移是-10m，落地点的坐标为-10m，全过程的总路程是8+8+10=26m．故答案为：0，8m，-10m，-10m，26m．

两根柱子之间的距离是7.32米（8码），从横梁的下沿至地面的距离是2.44米（8英尺）。

自由落体运动：物体只在重力作用下从静止开始下落的运动叫做自由落体运动 根据速度公式 经过时间t,物体的速度 v=gt 根据位移公式经过时间t,下落的距离 y=1/2gt^2

电磁辐射强度与距离的平方成反比。卫生部规定的电磁辐射强度安全值是17微瓦/平方厘米。所以，就看激励的所对的那个基站的发射功率了。一般情况下，如果基站馈面直对家对面，中间没有任何障碍物，距离至少应该在50米。扩展资料：气象雷达使用的无线电波长范围很宽，从1厘米到1000厘米。它们常被划分成不同的波段,以表示雷达的主要功能。气象雷达常用的1、3、5、10和 20厘米波长各对应于 K波段（波长0.75～2.4厘米）、X波段（波长 2.4～3.75厘米）、C波段（波长3.75～7.5厘米）；S波段（波长7.5～15厘米）和 L波段（波长15～30厘米），超高频和甚高频雷达的波长范围分别为10～100厘米和100～1000厘米。雷达探测大气目标的性能和其工作波长密切有关。把云雨粒子对无线电波的散射和吸收结合起来考虑，各种波段只有一定的适用范围。常用K波段雷达探测各种不产生降水的云，用X、C和S波段雷达探测降水,其中S波段最适用于探测暴雨和冰雹，用高灵敏度的超高频和甚高频雷达可以探测对流层-平流层-中层的晴空流场。参考资料来源：百度百科-气象雷达

C与A接触后，A的电量变为原来的1/2C与B接触后，B的电量变为原来的3/4根据库仑定律F=kq1q2/R^2可以计算得，AB两球的相互作用力变为原来的3/8答案是C

解：连PA、PB、PC，则三角形ABC的S=1/2aPD+1/2aPE+1/2aPF=1/2a(PA+PB+PC) 所以PD+PE+PF=2三角形ABC的面积/边长a=2*1/2a*h/a=h,　　即PD+PE+PF＝等边三角形ABC的高。

定值是正三角形的内切圆的三条半径之和

这个定值是该三角形内接圆半径的3倍。这个定值等于这个三角形三条高线总和的三分之一。他们编的数学问题是：“在正三角形ABC中，AD、BE、CF分别是BC、AC和AB边上的高，它们相交点O,求证（1）该三条高是这个三角形的内角平分线 （2）OD=AO*1/2

垃圾中转站离居民距离规定有多远？比1000人eeeee

票价：40-45时间：26分钟

90

设全长为x米，甲队挖了60%x米，列方程得，50%x-40%x=15解得，x=15060%x=90甲队挖了90米

应是(5+12-13)/2=2X=2/3,5/3

①②③ 依题意可作出正方体的直观图，显然M到AB的距离为 MC＝ ，∴①正确，而V C －DNE ＝ × ×1×1×1＝ ，∴②正确，AB与EF所成的角为AB与MC所成的角，即为 ，∴③正确．

由于该几何体的三视图得到该几何体为长方体，且该长方体为长宽高分别为5、4、3则该长方体的体对角线长为32+42+52＝52故这个几何体两个顶点间的最大距离是52故答案为 B．

2021-1912=109

空气膜变化率的不同所导致的:变化率越大,光程差半波长的奇偶数倍更替得就越频繁,使得条纹更加密集,从而使条纹看起来更窄.牛顿环实验所用的实验晶体的下表面是弧形的,就是说空气膜的上表面是弧形的,越靠近边缘空气膜厚度的变化越剧烈,条纹密度也就越大,造成牛顿环靠外的干涉条纹更窄更细的实验现象.

同学你是密院VP141的吗