有一個遠行的旅人，經過農莊，問地裡耕作的老農伯伯，“請問老先生，我要去城裡還要多久時間呢？”

老農伯伯，看了一眼旅人，面部沒有什麼表情說道：“這位先生，你往繼續走就對了。”

旅人很不解，但是還是繼續往前走，反正問路不一定總會得到答案的。

就當旅人帶着心中慢慢的納悶繼續往前走的時候，大概兩分鐘之後，後面傳來老農伯伯的聲音：“按照你現在的步速，到城裡需要兩個小時。”

我們說天體之間的距離，一般都是說多少光年，

比如，這次引力波事件的雙中子星合并天文現象，信号源距離我們是1.3億光年，也有說是1.8億光年，

現在最大的問題，萬一在宇宙中，不是光速的速度，那會出現什麼情況？

現在觀測天體距離大緻有以下幾種方法：

三角視差法，移動星團法，造父視差法（标準燭光法），哈勃定律方法，

光速也隻是我們這個時空中的速度，在遙遠龐大的宇宙中，超過太陽系之後的光波傳播速度，不一定就是光速的。

所以有些遙遠的星星，那邊出現了天體時間，比如解體，比如碰撞，塌縮，新星的産生，老化恒星的消亡，

這些情況，在地球觀察，不能機械化的以光速作為傳播單位，

舉個簡單的例子，也許物理學界認為是幾億光年前發生的事情，可能就是3-5年 之前發生的而已。

所以本次引力波事件的信号源，就是一億多年前發生的天文事件嗎？

大寫加粗的兩個字：未必！

很可能就是幾年之前的事情。

ps下面說明幾種常用的天體距離測算方法，

三角視差法：

測量天體之間的距離可不是一件容易的事.天文學家把需要測量的天體按遠近不同分成好幾個等級.離我們比較近的天體,它們離我們最遠不超過100光年（1光年＝9.461012千米）,天文學家用三角視差法測量它們的距離.三角視差法是把被測的那個天體置于一個特大三角形的頂點,地球繞太陽公轉的軌道直徑的兩端是這個三角形的另外二個頂點,通過測量地球到那個天體的視角,再用到已知的地球繞太陽公轉軌道的直徑,依靠三角公式就能推算出那個天體到我們的距離了.稍遠一點的天體我們無法用三角視差法測量它和地球之間的距離,因為在地球上再也不能精确地測定他它們的視差了.

移動星團法：

這時我們要用運動學的方法來測量距離,運動學的方法在天文學中也叫移動星團法,根據它們的運動速度來确定距離.不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恒星是以相等和平行的速度在銀河系中移動的.在銀河系之外的天體,運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離.

造父視差法（标準燭光法）：

物理學中有一個關于光度、亮度和距離關系的公式.S∝L0/r2，

測量出天體的光度L0和亮度S,然後利用這個公式就知道天體的距離r.光度和亮度的含義是不一樣的,亮度是指我們所看到的發光體有多亮,這是我們在地球上可直接測量的.光度是指發光物體本身的發光本領,關鍵是設法知道它就能得到距離.天文學家勒維特發現“造父變星”,它們的光變周期與光度之間存在着确定的關系.于是可以通過測量它的光變周期來定出廣度,再求出距離.如果銀河系外的星系中有顆造父變星,那麼我們就可以知道這個星系與我們之間的距離了.那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠星系,當然要另外想辦法.

三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法,前一支的尺度是幾百光年,後一支是幾百萬光年.在中間地帶則使用統計方法和間接方法.最大的量天尺是哈勃定律方法,尺度達100億光年數量級.

哈勃定律方法：

1929年哈勃(Edwin Hubble)對河外星系的視向速度與距離的關系進行了研究.當時隻有46個河外星系的視向速度可以利用,而其中僅有24個有推算出的距離,哈勃得出了視向速度與距離之間大緻的線性正比關系.現代精确觀測已證實這種線性正比關系：

V = H0×d，

其中v為退行速度,d為星系距離,H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值為0 ）。

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