您好,麻烦您请问天文学家是怎么测量太阳系各行星轨道半径的?

您好,麻烦您请问天文学家是怎么测量太阳系各行星轨道半径的?
您好,麻烦您请问天文学家是怎么测量太阳系各行星轨道半径的?

您好,麻烦您请问天文学家是怎么测量太阳系各行星轨道半径的?
呵呵 这个问题记得中学学到过
恩 首先 行星运动的轨道的椭圆 所以只能测出平均半径
然后就的开普特定律了 R^3/T^2=k
其中R是所求量 T的周期,可以观测到
K是只和中心天体 太阳有关的 常数量
然后就搞定啦!
呵呵 是不是也回忆起来了呢
这是一些资料
水星：
水星基本参数：
轨道半长径： 5791万 千米 (0.38 天文单位)
公转周期： 87.70 日
平均轨道速度： 47.89 千米/每秒
轨道偏心率： 0.206
轨道倾角： 7.0 度
行星赤道半径： 2440 千米
质量(地球质量＝1)： 0.0553
密度： 5.43 克/立方厘米
自转周期： 58.65 日
卫星数： 无
水星是最靠近太阳的行星,它与太阳的角距从不超过28°.古代中国称水星为辰星,西方人则称它为墨丘利(Mercury).墨丘利（赫尔莫斯）是罗马神话中专为众神传递信息的使者,神通广大,行走如飞.水星确实象墨丘利那样,行动迅速,是太阳系中运动最快的行星.
水星的密度较大,在九大行星中仅次于地球.它可能有一个含铁丰富的致密内核.水星地貌酷似月球,大小不一的环形山星罗棋布,还有辐射纹、平原、裂谷、盆地等地形.水星大气非常稀薄,昼夜温差很大,阳光直射处温度高达427℃,夜晚降低到-173℃.
直到20世纪60年代以前,人们一直认为, 水星自转一周与公转一周的时间是相同的,
从而使面对太阳的那一面恒定不变.这与月球总是以相同的半面朝向地球很相似.但在1965
年,借助美国阿雷西博天文台世界最大的射电望远镜,测量了水星两个边缘反射波间的频率
差,成功地测量了水星的自转周期为58.65日,恰好是公转周期的2/3.
II 金星：
金星基本参数：
轨道半长径： 1082万 千米 (0.72 天文单位)
公转周期： 224.70 日
平均轨道速度： 35.03 千米/每秒
轨道偏心率： 0.007
轨道倾角： 3.4 度
行星赤道半径： 6052千米
质量(地球质量＝1)： 0.8150
密度： 5.24 克/立方厘米
自转周期： 243.01 日
卫星数： 无
金星是天空中除了太阳和月亮外最亮的星,亮度最大时比全天最亮的恒星天狼星亮14倍,我国古代称它为“太白”, 罗马人则称它为维纳斯(Venus)－爱与美的女神.
在地球上看金星和太阳的最大视角不超过48度,因此金星不会整夜出现在夜空中,我国民间称黎明时分的金星为启明星,傍晚时分的金星为长庚星.金星自转一周比公转一周还慢,并且是逆向自转,所以金星上的一年比一天还短,而且在金星上看到的太阳是西升东落的.
金星有时被誉为地球的姐妹星,在外表上看,金星与地球有不少相似之处.金星的半径只比地球小300千米,质量是地球的4/5,平均密度略小于地球.人们曾推测,金星表面的物理状况和化学成分也会与地球相似,同样具有适合生命存在的环境.然而,事实证明,金星表面奇热,足以使铅锡溶化,任何生命都难以生存,金星与地球只是一对“貌合神离”的姐妹.
金星上的大气密度是地球大气的100倍,大气中97％以上的成分是二氧化碳,大气层中
还有厚达20－30千米的浓硫酸组成的浓云.二氧化碳和浓硫酸云层使得金星表面的热量不能
散发到宇宙空间,被封闭起来的太阳辐射使金星表面变得越来越来热,金星表面的温度最高
可达447℃.这就是所谓的温室效应.金星的大气压力为90个标准大气压（相当于地球海洋
深1千米处的压力）,任凭你有着钢筋铁骨,到了金星也会压得粉碎.
III 火星和它的卫星：
火星基本参数：
轨道半长径： 22794万 千米 (1.52 天文单位)
公转周期： 686.98 日
平均轨道速度： 24.13 千米/每秒
轨道偏心率： 0.093
轨道倾角： 1.8 度
行星赤道半径： 3398 千米
质量(地球质量＝1)： 0.1074
密度： 3.94 克/立方厘米
自转周期： 1.026 日
卫星数： 2
在类地行星中,火星是一颗红色的行星,中国古代称之为"荧惑",西方则把它当作古罗马神话中的战神“玛尔斯”(Mars).火星也是一颗最具传奇色彩的行星.望远镜发明以后,由于观测到火星的多种特性与地球相近,一度被誉为“天空中的小地球”.关于“火星生命”,“火星人”等等激动人心的话题沸沸扬扬了将近一个世纪.
其实,火星并不如人们想象的那样美妙,它的表面满目荒凉,表面 75%是由硅酸盐, 褐铁矿等铁氧化物构成的沙漠,一片橙红和棕红色的戈壁景象.火星的大气稀薄而干燥,水分极少,主要成分是二氧化碳, 约占95%.赤道附近中午温度20℃左右, 昼夜温差则超过100℃.所谓火星两极的“极冠”,也并不是水结成的冰,而是由二氧化碳凝固成的干冰所组成.
火星上一天的长度几乎和地球相同; 自转轴倾角也和地球差不多,因此火星上也有四季的变化.当地球和火星运行到太阳的同一侧并差不多排列在一条直线时, 称为火星冲日, 由于火星的椭圆轨道偏心率较大, 每隔15-17年有一次与地球特别接近的冲,称为大冲, 是观测火星的最佳时刻.
为了探索火星的秘密,近30年来已发射了20多个探测器对火星进行科学探测.这些探测
器拍摄了数以千计的照片,采集了大量火星土壤样品进行检验.至今为止的实验结果表明：火
星上没有江河湖海,土壤中也没有动植物或微生物的任何痕迹,更没有"火星人"等智慧生命的
存在.
火星的卫星：
火星有两个小卫星,分别取名为
福波斯(火卫一)和德莫斯(火卫二).他
们是战神的儿子,在天上驾驶着战车.
火卫列表：
2）带光环的巨行星:
木星和土星是行星世界的巨人,称为巨行星.它们拥有浓密的大气层,在大气之下却并没有坚实的表面,而是一片沸腾着的氢组成的“汪洋大海”.所以它们实质上是液态行星.
I 木星和它的卫星:
木星基本参数：
轨道半长径： 77833 万 千米 (5.20 天文单位)
公转周期： 4332.71 日
平均轨道速度： 13.6 千米/每秒
轨道偏心率： 0.048
轨道倾角： 1.3 度
行星赤道半径： 71398 千米
质量(地球质量＝1)： 317.833
密度： 1.33 克/立方厘米
自转周期： 0.41 日
卫星数： 16
木星的亮度仅次于金星,中国古代用它来定岁纪年,由此把它叫做“岁星”,西方称木星为“朱庇特” (Jupiter),即罗马神话中的众神之王.木星确实为九星之王,它的质量是太阳系中其它8颗行星加在一起的2.5倍,相当于地球的318倍.
木星没有固体外壳,在浓密的大气之下是液态氢组成的海洋.木星
的内部是由铁和硅组成的固体核,称为木星核,温度高达30000℃.木
星核的外部则是液态氢组成的木星幔.再向外就是木星的大气层.木星
的大气厚达1000千米以上,由90％的氢和10％的氦及微量的甲烷、水、
氨等组成.木星虽然巨大无比,但它的自转速度却是太阳系中最快的.
自转周期为9小时50分30秒,比地球快了近二倍半.如此快速的自转
在木星表面造成了非常复杂的大气运动,各种对流、环流运动十分激烈
和复杂,并出现许多层与赤道平行的云带.更奇异的是木星南半球上有
一个持续运动了几百年的大气旋,称为“大红斑”.它的大小足够可容纳
好几个地球,在里面彩色的云团作着剧烈的运动,有些类似地球上的龙
卷风.
1979年,旅行者1号和2号探测器发现木星和土星一样也拥有光环.但木星光环和土
星光环有很大不同,木星光环比较弥散,由亮环、暗环和晕3部分组成.亮环在暗环的外边,
晕为一层极薄的尘云,将亮环和暗环整个包围起来.木星环距木星中心约12.8万千米,环
宽9000余千米,厚度只有几千米左右,是由大量的尘埃及暗黑的碎石构成,肉眼很难看到.
暗淡单薄的木星环套在庞大的木星身躯之上,发现它确实很不容易.
木星的卫星：
木星是太阳系中卫星数目较多的一颗行星,目前
已发现有16颗卫星.木星的卫星是按发现的先
后次序编号的,其中排名居前的4颗最大也是最
亮的卫星由伽利略用望远镜首先发现,后人因此
命名为伽利略卫星.
木卫列表：
II 土星和它的卫星：
土星基本参数：
轨道半长径： 1,429,40万 千米 (9.54 天文单位)
公转周期： 10759.5 日
平均轨道速度： 9.64 千米/每秒
轨道偏心率： 0.056
轨道倾角： 2.5 度
行星赤道半径： 60330 千米
质量(地球质量＝1)： 95.159
密度： 0.7 克/立方厘米
自转周期： 0.426 日
卫星数： 18
土星是一颗美丽的行星,也是质量和大小仅次于木星的大行星.中国古代称土星为镇星,在西方,人们用罗马农神“萨图努斯”(Saturn)的名字为土星命名.
土星与木星犹如孪生兄弟,有许多十分相似的地方.土星也有岩石构成的核心,核的外围是5000千米厚的冰层和金属氢组成的壳层,再外面也象木星一样裹着一层浓厚而色彩绚丽,以氢、氦为主的大.大气中飘浮着由稠密的氨晶体组成的云带,并且也有类似木星大红斑的旋涡结构－ 白斑,不过规模较小而已.如果说木星大气运动诡谲多变,那么土星大气运动就显得较为平静和单纯.
土星公转周期缓慢,绕太阳一周需29.5年,自转周期为10小时14分.由于自转迅速,土星实际上是一颗很扁的球体,它的赤道半径比两极大6000千多米,相差部分几乎等于地球半径.
虽然土星体积庞大,但平均密度却只有0.7克/立方厘米,在九大行星中最小,是一个比水还轻的行星.
土星的光环在望远镜中十分引人注目.这光环实际上由无数直径在7厘米～9米之间的小冰块组成,环的结构极其复杂,它们在阳光照射下显得色彩斑斓."旅行者号"探测器曾经对土星环作过
近距离观测,人们发现土星环的整体形状就象一张巨大的密纹唱片,从土星的云层顶端向
外延伸.通常把土星光环划分为7层,距土星最近的是D环,亮度最暗,其次是C环,
透明度最高,B环最亮,然后是A环,在A环与B环之间有段黑暗的宽缝,这就是有名
的卡西尼环缝.A环以外有F、G、E三个环,E环处于最外层,十分稀薄和宽广.
土星的卫星：
土星周围的卫星众多,目前已确认的有18颗.其
中以土卫六最大,半径超过了水星,它又被命名为“泰
坦”,即希腊神话中的女巨神.土卫六也是太阳系卫星
中唯一拥有浓密大气的天体,主要成份是氮,约占
98％,大气层厚度约2700千米.
土卫列表：
3）遥远的远日行星：
天王星、海王星、冥王星这三颗遥远的行星称为远日行星,是在望远镜发明以后才被发现的.它们拥有主要由分子氢组成的大气,通常有一层非常厚的甲烷冰、氨冰之类的冰物质覆盖在其表面上,再以下就是坚硬的岩核.
I 天王星和它的卫星：
天王星基本参数：
轨道半长径： 2,870,99万 千米 (19.218 天文单位)
公转周期： 30685 日
平均轨道速度： 6.81 千米/每秒
轨道偏心率： 0.046
轨道倾角： 0.8 度
行星赤道半径： 25400 千米
质量(地球质量＝1)： 14.5
密度： 1.3 克/立方厘米
自转周期： 0.426 日
卫星数： 20
天王星在太阳系中距太阳的位置排行第七,在西方,它被命名为希腊神话中统治整个宇宙的天神－乌拉诺斯(Uranus).天王星的体积很大,是地球的65倍,仅次于木星和土星,在太阳系中位居第三.其半径是地球的4倍,质量约为地球的14.5倍.
天王星的一个独特之处是它的自转方式.其它行星基本上自转轴都与公转平面接近垂直而运动,唯独天王星自转轴的倾斜度竟达到98度,几乎是以躺着的姿势绕太阳运转.
天王星大气中的主要成份是氢(83％)、氦(15%)和甲烷(2％).在厚厚的大气之下是深达8000千米的汪洋大海,比它的温度高得惊人,将近有4000℃,比炼钢炉里的钢水温度还高.
天王星也拥有光环,那是在1977年的一次天王星掩食恒星的观测中发现的.天王星共有
11层光环,不同的环有不同的颜色,给这颗遥远的行星增添了新的光彩.
天王星的卫星：
天王星已确认有20颗卫星,包括几颗新发现但
暂未正式命名的卫星,是九大行星中拥有卫星最多
的行星.

测量天体距离的最经典的方法是三角视差法，此外还有许多方法。每种方法都有一定的适用范围。下面按照天体的从近到远的距离分为三类，分别叙述各种测量方法。
太阳系内的天体 三角测量法 用于测定月球、行星的周日地平视差，由此可以求得它们的距离。根据天体力学的理论，利用行星的周日地平视差，可以求得太阳的周日地平视差（即太阳视差），由此可以求得地球和太阳之间的平均距离。这是二十世纪六十年代以前测定...

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测量天体距离的最经典的方法是三角视差法，此外还有许多方法。每种方法都有一定的适用范围。下面按照天体的从近到远的距离分为三类，分别叙述各种测量方法。
太阳系内的天体 三角测量法 用于测定月球、行星的周日地平视差，由此可以求得它们的距离。根据天体力学的理论，利用行星的周日地平视差，可以求得太阳的周日地平视差（即太阳视差），由此可以求得地球和太阳之间的平均距离。这是二十世纪六十年代以前测定太阳距离的常用方法。
雷达测距法 通过向月球和大行星（如金星、火星、水星等）发射无线电脉冲，然后接收从它们表面反射的回波，并将电波往返的时间精确地记录下来，便能推算出天体的距离。雷达测距法目前已成为测量太阳系内某些天体的基本方法之一。1946年首次用这一方法成功地测定了月球的距离，1957年月距的测定精度已优于一公里。自1961年起，对金星、火星和水星等多次进行雷达测距。对大行星的雷达测距还为测定地球和太阳间平均距离提供了最优的方法。根据对金星的雷达测距求得的日地间平均距离的数值是迄今最精确的（见雷达天文方法）。
激光测距法 它比雷达测距法更精确。但目前只适用于很近的天体，如人造卫星和月球。它的工作原理与雷达测距法相似。
太阳系外较近的天体 三角视差法 对离太阳 100秒差距范围以内的近距星，都可利用三角视差法测定它们的距离。但对距离超过50秒差距的天体，此法所测得的距离已不够准确。三角视差法迄今仍是测定太阳系外天体距离的最基本方法。用其他方法测得的距离都要用三角视差法来校准。
延伸知识:
通过测量行星公转半径,最后证实了开普勒三大定律.
而通过测量从地球观测木星的卫星公转时间的周期变化,较为精确地得到了光速的数值.

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对于现代天文学家来说这个不难。先在一段时间里（比如一年）不断观测记录某一行星在星空的位置。然后扣除地球公转的影响就可以得到该行星一段时间中相对太阳的方位。这时可以看到该行星相对太阳的角速度是不均匀的（如果均匀这轨道就是圆了）。对比开普勒行星运动三大定律。能对应这个角加速度的肯定只有一个椭圆。这个椭圆就是该行星的轨道。这样不仅知道了平均半径。还可准确知道轨道长半径和短半径及周期等参数。...

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对于现代天文学家来说这个不难。先在一段时间里（比如一年）不断观测记录某一行星在星空的位置。然后扣除地球公转的影响就可以得到该行星一段时间中相对太阳的方位。这时可以看到该行星相对太阳的角速度是不均匀的（如果均匀这轨道就是圆了）。对比开普勒行星运动三大定律。能对应这个角加速度的肯定只有一个椭圆。这个椭圆就是该行星的轨道。这样不仅知道了平均半径。还可准确知道轨道长半径和短半径及周期等参数。

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确实，现代天文学很容易就能知道天体运行的轨道状况，只要跟踪天体在天上的移动轨迹，就能计算出天体的运行轨道的各种参数，包括轨道形状、远日点近日点、倾角等等。
因此我们也能看出，一条运行轨道只会对应一条移动轨迹，从跟踪轨迹我们就能得出轨道，可见我们数学工具的强大。...

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确实，现代天文学很容易就能知道天体运行的轨道状况，只要跟踪天体在天上的移动轨迹，就能计算出天体的运行轨道的各种参数，包括轨道形状、远日点近日点、倾角等等。
因此我们也能看出，一条运行轨道只会对应一条移动轨迹，从跟踪轨迹我们就能得出轨道，可见我们数学工具的强大。

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一般用三角视差法。