武仙座BL型變星
」資料的武仙座BL光變曲線。]] 武仙座BL型變星（）是第二型造父變星的一個子類，其週期少於八天，具有低亮度和低質量。 它們是具有光變曲線的脈動變星，對於週期最短的恆星，在下降側常有凸起，對於週期較長的恆星則在上升側出現凸起。此外，與其它第二型造父變星相比，武仙座BL型變星的週期較短，且比室女座W型變星暗淡。脈動變星在光譜類別中因亮度不同而有所變化，而武仙座BL型變星在最亮時通常屬於A類，當亮度最暗時則屬於F類。在繪製赫羅圖時，它們位於…
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力學視差
力學視差是從 (周年) 視差計算估計距離的方法。在天文學，至一對目視聯星的距離可以從兩顆伴星的質量、軌道的大小和彼此互繞的公轉週期來估計。 計算力學視差，需要觀察到的恆星互繞軌道的角半長軸和它們各自的視星等。通過使用牛頓更通用的軌道週期立方與半長軸的平方成比率的克卜勒第三定律，可以得到聯星系統的總質量，連同質光關係，可以測量出聯星系統的距離。 這項技術，估計聯星系統中兩顆天體的質量，經常以太陽質量為單位。然後，使用天體力學的克卜勒定律，…
移動星團法
移動星團法是天文測量學中用來確定星團的距離的方法，是和收斂點方法密切相關的手段；主要是歷史的影響。在20世紀的前半世紀，被用來測量了鄰近幾個星團的距離。這種方法現在已經被其它方法取代，而通常都能得到更準確的距離。 介紹 移動星團法依賴對星團中已知的每一顆恆星成員進行自行和都卜勒位移的測量。這個想法是來自這些恆星有著共同的空間速度，它們在天球上移動的路徑似乎朝著共同的收斂點前進。這在本質上是透視的效果。 使用移動星團法，可以使用下面的方程…
光分
光分（），符號lm，指光在真空中一分鐘所行走的距離，1光分等於17987547.48千米。 單位換算 光秒 1 光分 = 60 光秒 光時 1 光分 = 1.667 \times 10^{-2}\, 光時 光年 1 光分 = 1.903 \times 10^{-6}\, 光年 米 1 光分 = 1.799 \times 10^{10}\, 米 公里 1 光分 = 1.799 \times 10^{7}\, 公里 英里 1 光分 = 1.…
窺管
窺管（）是可以追溯到西元前三世紀的傳統天文和測量工具。窺管是一根兩端都可以看或是固定的觀測管，如果裝有量角器，就可以用來測量角度。 使用 希臘天文學家使用窺管測量恆星的位置；歐基里德和革米努斯（Geminus）兩位希臘天文學家在他們的天文著作中都有提到窺管。托勒密（西元2世紀）的時代，它已經被環形球儀取代，成為廢棄的天文儀器。 不過它還繼續被作為一種有效的測量工具在使用，應用在測量上，窺管類似於經緯儀或測量員的工具，一直延用到16世紀。…
分光視差
分光視差（）或主序擬合（）是天文學上量測恆星距離的一種方法。 儘管名稱有不同，但它並不依賴於幾何的視差效應。分光視差技術可以應用於任何可以記錄光譜的主序帶恒星。這種方法取決於恆星是否足够明亮，足以提供可量測的光譜。截至2013年，這種方法的極限距離大約限制在10,000秒差距左右 }}
天文單位系統
天文單位系統的正式名稱是國際天文學聯合會（1976）天文常數系統（IAU (1976) System of Astronomical Constants），是在天文學開發出來的測量系統。它於1976年被國際天文學聯合會通過，並且在1994年和2009年更新過（參見天文常數）。 這個系統開發是因為天文資料在國際單位制（SI unit）下的測量和表述都有困難之處。尤其是在太陽系內的天體，需要數值非常龐大且精確的資料，其中許多不能方便的以SI…
角距離
角距離，也稱為角分離、視距離、或視分離，在數學(特別是幾何學和三角學)和自然科學(包括天文學、地質學等等)，從不同於兩個點物體的位置（即第三點）觀察這兩個物體，由觀測者指向這兩個物體的直線之間所夾角度的大小。角距離(或分離)與角度本身是同義的，但意義卻是對兩個天體(對恆星，是當從地球觀測)之間線距離的建議(通常是很大或未知的)。 測量 由於角距離(或分離)是與角度相同的觀念，他被用相同的單位來測量，像是角度或弧度，使用像是量角器或光學儀…
恆星穿越
恆星穿越是恆星由望遠鏡的目鏡通過。 精確的觀測恆星穿越在天文學和大地測量學是許多方法的基礎。測量可以用不同的方法進行： 視覺（主要在1990年之前）：精確度在0.1"至2"（依儀器而異）；用數位鐘計時的精確度大約在0.05-0.2秒。 使用CCD和電子光學感測器：與上面相同，但時間會比較精確。 半自動儀器：攝影或"超人測微器"，通常比第一種好2倍。 使用掃描器的方法：天文測量衛星，像是依巴谷衛星大約是0,01"。 文獻 Karl Ram…
光秒
光秒是一個借用了光速恆定不變的概念，再加上秒的定義而成的大尺度距離單位，被定義為光在真空中一秒所行走的距離，是國際通用度量衡單位之一，常見於天文學和電訊上。 根據現時國際度量衡局的定義，一光秒恆定於299,792,458米。以光秒為基礎，我們還可以導引出其他單位的長度，小至光納秒到較長的光分、光時和光日。這些單位，不時都會在科普出版物裡出現。 參見 * 光年 註釋
光度視差法
光度視差法是天文學中使用資料分析，以恆星的亮度和顏色推斷距離的方法。它被史隆數位巡天用於發現室女座星流 (室女座超星團) 的距離。 不同於恆星視差法，光度視差可用來估計超過10,000秒差距以外的天體距離，但在各別的測量精度上有許多的犧牲和限制。嚴格的說，它實際上未曾利用到任何視差的測量值，而可以認為是用詞失當。 假設恆星位於主序帶上，則可以根據恆星的顏色確定它的絕對星等。一旦知道絕對星等和視星等，就可以使用距離模數確定該恆星至地球或太…