计算光度距离的公式，理论值与实际值的误差计算公式是什么

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，实质上观测中超级难测定。三角视差是一切天体距离测量的基础，至今用这样的方式测量了约10000多颗恒星。

分光视差法

针对距离更遥远的恒星，例如距离超越110pc的恒星，因为周年视差很小，没办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式-分光视差法。该方式的核心是按照恒星的谱线强度去确定恒星的光度，了解了光度（绝对星等M），由观测得到的视星等(m)完全就能够得到距离。

测量值-真值=绝对误差，（测量值-真值）/真值=相对误差。

测量误差是客观存在的，不受外界原因的影响，不以人的认识程度而改变，任何测量都拥有其不完善性，故此，误差是随时都会出现的，测量无法确定度由大家经过分析和评定得到的，因而与大家对被测量，影响量和测量过程的认识相关。

测量准确度是测量途中所用仪器精度的高低，等级的高低相关，精度等级越高，其准确度越好，所测结果越接近真实值。

扩展资料：

须知：

读数装置的质量、照明度还有读数判断准确性等是出现读数误差的因素。

外界环境的影响涵盖有：大气密度、大气透明度的影响，目标相位差、旁折光的影响，温度湿度对仪器的大气密度随气温而变化，便导致目标成象不稳定。

目标处的标杆应竖直，并按照目标的远近选择不一样粗细的标杆。观测时应严格遵循各项操作规定。比如照准时应消除视差，水平角观测时，请不要误动度盘，竖直角观测时，可以在读取竖盘读数前，显示指标水准管气泡居中等。

提丢斯-波得定则（Titius-Bodelaw）是有关太阳系中行星轨道半径的一个简单的几何学规则。

它是在1766年时，由德国的一位中学教师戴维·提丢斯（JohannDanielTitius）所提出，后来被柏林天文台的台长约翰·波得归纳成了一个经验公式来表示。

这个公式可以表达为：a=(n+4)/10

这当中

n=0,3,6,12,24,48...（n≥3时，后一个数字为前一个数字的2倍）

现代的公式把a作为行星到太阳的平均距离（天文单位）：a=0.4+0.3k

这当中k=2^n（n=0,1,2,3......）

行星公式推得实测值误差

水星0.40.392.56％

金星0.70.722.78％

地球1.01.000.00％

火星1.61.525.26％

谷神星2.82.771.08％

木星5.25.200.00％

土星10.09.544.82％

天王星19.619.22.08％

海王星38.830.0629.08％

冥王星77.2239.4495.75％

三角视差法

测量天体当中的距离可不是一件容易的事.天文学家把需测量的天体按远近不一样分成好哪些等级.离我们比较近的天体,它们离我们远不能超出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,依靠三角公式就可以推测预计出那个天体到我们的距离了.稍远一点的天体我们没办法用三角视差法测量它和地球当中的距离,因为在地球上再也不可以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式来测量距离,运动学的方式在天文学中也叫移动星团法,按照它们的运动速度来确定距离.不过在用运动学方式时还一定要假定移动星团中全部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,运动学的方式也不可以测定它们与地球当中的距离.

造父视差法（标准烛光法）

物理学中有一个有关光度、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清楚天体的距离r.光度和亮度的含义是明显不同的,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,重要是设法清楚它就可以得到距离.天文学家勒维特发现“造父变星”,它们的光变周期与光度当中存在着确定的关系.于是可以通过测量它的光变周期来定出广度,再得出距离.假设银河系外的星系中有颗造父变星,既然如此那，我们完全就能够清楚这个星系与我们当中的距离了.那些连这当中是否有造父变星都没办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经常会用到的两种测距方式,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式和间接方式.大的量天尺是哈勃定律方式,尺度达100亿光年数量级.

哈勃定律方式

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.当时唯有46个河外星系的视向速度能用到,而这当中仅仅只有24个有推测预计出的距离,哈勃得出了视向速度与距离当中总体的线性正比关系.现代精确观测已证实这样的线性正比关系

V = H0×d

这当中v为退行速度,d为星系距离,H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值为0

绝对星等是假定把恒星放在距地球10秒差距（32.6光年）的地方测得的恒星的亮度。用以区别于视星等。它反映天体的真实发光本领。假设绝对星等用M表示，视星等用m表示，恒星的距离化成秒差距数为r，既然如此那，M=m+5-5lgr。

计算例子

参宿七的视星等+0.18，距离773光年，则其绝对星等为：

M参宿七 = 0.18 + 5*log10(32.616/773) = -6.7

织女星的视差为0.133，视星等+0.03，则其绝对星等为：

M织女星 = 0.03 + 5*(1 + log10(0.133)) = +0.65

南门二的视差0.750，绝对星等+4.37，则其视星等为：

m南门二 = 4.37 - 5*(1 + log10(0.750)) = -0.01

若已知天体的视差π（以角秒计）和经星际消光改正的视星等m，可以按照下方罗列出来的公式计算绝对星等：M=m+5+5lgπ。

可以。采取视差法确定虚像的位置，并测量出像距，同样可以算出焦距．

扩展

让凸透镜 太阳光.使白纸在另一侧来回移动.直到纸上的光斑 为止,(2)用 测出光斑到凸透镜的距离D,(3)凸透镜的焦距就测出来了。视差法测距是在测线的一端安置经纬仪，而在另一端水平安置基线横尺或布设短基线，用经纬仪测取基线横尺或短基线所对应的水平角（视差角），再利用平面三角公式推求测线水平距离的距离测量方式。在电磁波测距仪产生以前，经常会用到于较精密的距离测量。此法测距使用的基线横尺一般是因瓦基尺，其两端标志间的长度大多数情况下为2米（很小一部分为1米或3米），布设的短基线长度，大多数情况下为待测距离的1：10～1：100。其测距精度可达1：2023～1：5000。

采取视差法确定虚像的位置，并测量出像距，同样可以算出焦距