三角形分析法測距方法

❶ 三角測量法

三角測量法是在地面上選定一系列的點,並構成相互連接的三角形,由已知的點觀察各方向的水平角,再測定起始邊長,以此邊長為基線,即可推算各點的經緯度座標。
"三角形"測量法按照空間概念的不同,可以分為水平面三角形和豎直面三角形測量法.按照計算模型和原理的不同,它又可分為運用正弦定理和餘弦定理求解一般三角形和運用正切函數求解直角三角形。
正弦定理公式：a/sinA=b/sinB=c/sinC
即"大邊對大角，大角對大邊"，其中A、B、C分別為邊a、b、c所對應的三角形的內角。
餘弦定理公式：c=根號（a2+b2-2abcosC）
正切公式：tgA=a/b 或tgB=b/a
其中a、b分別為直角三角形的兩直角邊，A、B分
別為它們所對應的2個角。

是不是三角定位?

❷ 什麼叫三角測量法

三角形測量法為天文學提供了極大的方便，可以利用地球軌道的直徑作為基線，測量靠近地球的恆星到地球的距離等等。當然也用於測量其他物體與物體間的距離。

三角形測量法為天文學提供了極大的方便，可以用來測量太陽與地球之間的距離，月球與地球之間的距離等等。當然也用於測量其他物體於物體間的距離。

三角測量法在三角學與幾何學上是一藉由測量目標點與固定基準線的已知端點的角度，測量目標距離的方法。而不是直接測量特定位置的距離（三邊量測法）。當已知一個邊長及兩個觀測角度時，觀測目標點可以被標定為一個三角形的第三個點。

(2)三角形分析法測距方法擴展閱讀：

三角測量法這個術語來源於幾何學中的三角形(triangle)，在航海和測繪領域，它是指以三角形原理為基礎進行測量和定位的方法。

當這這一概念被引入社會科學研究之後，它的內涵就發生了變化，按照Denzin和Lincoln的定義，三角測量法指的是-種結合使用不同的研究資料、研究人員、研究理論和研究方法來對同一個研究問題進行分析的研究策略。

由於其內涵的變化，國內的學者對這個術語的翻譯也就各有側重，如「相關檢測法」(陳向明)和「多元結合法」(孫進)。無論將這個術語翻譯成什麼，社會科學研究領域中的三角測量法，其目的就是為了增加評估測量的效度和完備性，這是數據分析中三角測量戰略的真正價值所在。

❸ 三角測量法的原理：

三角測量法的原理：。
三角測量法的基本原理為：三角形具有穩定性，任意三條邊只能組成一種三角形（全部全等）。方法是：已知a、b、c三點的距離，通過某種方式確定另一點p離a、b、c的距離。通過作立體圖形（球）可確定在空間中p的位置（可能有兩個，確定哪個不可能即可，如：飛機的兩種可能位置：一個天上10km，一個地下10km，肯定在天上10km處）。該方法被廣泛運用，典型使用者有：gps及其他衛星導航設備（2次利用，第一次確定衛星位置，第二次確定地面使用者位置）、導彈制導（通過發射者、通信者位置確定目標位置)等等。不懂可以追問。
如圖，使點M（被測物體）到線段AB的垂線段垂直於AB的中點，角MBA等於角MAB.當AB的長度不變時，角MBA角和MAB越大，MH就越長，也就是被測物體到AB的距離越長。

❹ 三角測距法是什麼原理

直角三角形兩個直角邊的平方和等於斜表的平方

專業點的說法:余旋定律

❺ 什麼是三角測量法、導線測量法、三邊測量法

三角（三邊）測量：在地面選一系列控制點，相互連接成若干個三角形，構成各種網（鎖）狀圖形。通過觀測三角形的內角或（邊長），再根據已知控制點的坐標、起始邊的邊長和坐標方位角，經解算三角形和坐標方位角推算可得到三角形各邊的邊長和坐標方位角，進而有直角坐標正算公式計算待定點的平面坐標。
導線測量： 將控制點用直線連接起來形成折線，成為導線，這些控制點位導線點，點間的折現便稱為導線邊，相鄰邊的夾角稱為轉折角。於坐標方位角已知的導線邊線連接的轉折角稱為連接角。通過觀測導線邊的邊長和轉折角、根據起算數據經計算獲得導線點的平面坐標，稱為導線測量。а為在A點觀測B點時的垂直角
i為測站點的儀器高，t為棱鏡高
HA為A點高程，HB為B點高程。
V為全站儀望遠鏡和棱鏡之間的高差（V=Dtanа）
首先我們假設A，B兩點相距不太遠，可以將水準面看成水準面，也不考慮大氣折光的影響。為了確定高差hAB，可在A點架設全站儀，在B點豎立跟蹤桿，觀測垂直角а，並直接量取儀器高i和棱鏡高t，若A，B兩點間的水平距離為D，則hAB=V+i-t
故 HB=HA+Dtanа+i-t （1）
這就是三角高程測量的基本公式，但它是以水平面為基準面和視線成直線為前提的。因此，只有當A，B兩點間的距離很短時，才比較准確。當A，B兩點距離較遠時，就必須考慮地球彎曲和大氣折光的影響了。這里不敘述如何進行球差和氣差的改正，只就三角高程測量新法的一般原理進行闡述。我們從傳統的三角高程測量方法中我們可以看出，它具備以下兩個特點：
1、 全站儀必須架設在已知高程點上
2、 要測出待測點的高程，必須量取儀器高和棱鏡高。
二、三角高程測量的新方法
如果我們能將全站儀象水準儀一樣任意置點，而不是將它置在已知高程點上，同時又在不量取儀器高和棱鏡高的情況下，利用三角高程測量原理測出待測點的高程，那麼施測的速度將更快。如圖一，假設B點的高程已知，A點的高程為未知，這里要通過全站儀測定其它待測點的高程。首先由（1）式可知:
HA=HB-(Dtanа+i-t) （2）
上式除了Dtanа即V的值可以用儀器直接測出外，i,t都是未知的。但有一點可以確定即儀器一旦置好，i值也將隨之不變，同時選取跟蹤桿作為反射棱鏡，假定t值也固定不變。從（2）可知：
HA+i-t=HB-Dtanа=W （3）
由(3)可知，基於上面的假設，HA+i-t在任一測站上也是固定不變的.而且可以計算出它的值W。
這一新方法的操作過程如下:
1、 儀器任一置點，但所選點位要求能和已知高程點 通視。
2、 用儀器照準已知高程點，測出V的值，並算出W的值。（此時與儀器高程測定有關的常數如測站點高程，儀器高，棱鏡高均為任一值。施測前不必設定。）
3、 將儀器測站點高程重新設定為W，儀器高和棱鏡高設為0即可。
4、 照準待測點測出其高程。
下面從理論上分析一下這種方法是否正確。
結合（1），（3）
HB′=W+D′tanа′ (4)
HB′為待測點的高程
W為測站中設定的測站點高程
D′為測站點到待測點的水平距離
а′為測站點到待測點的觀測垂直角
從(4)可知,不同待測點的高程隨著測站點到其的水平距離或觀測垂直角的變化而改變。
將（3）代入（4）可知：
HB′=HA+i-t+D′tanа′ （5）
按三角高程測量原理可知
HB′=W+D′tanа′+i′-t′ (6)
將（3）代入（6）可知：
HB′=HA+i-t+D′tanа′+i′-t′ (7)
這里i′,t′為0,所以:
HB′=HA+i-t+D′tanа′ (8)
由(5),(8)可知,兩種方法測出的待測點高程在理論上是一致的。也就是說我們採取這種方法進行三角高程測量是正確的。
綜上所述：將全站儀任一置點，同時不量取儀器高，棱鏡高。仍然可以測出待測點的高程。測出的結果從理論上分析比傳統的三角高程測量精度更高，因為它減少了誤差來源。整個過程不必用鋼尺量取儀器高，棱鏡高，也就減少了這方面造成的誤差。同時需要指出的是，在實際測量中，棱鏡高還可以根據實際情況改變，只要記錄下相對於初值t增大或減小的數值，就可在測量的基礎上計算出待測點的實際高程。
導線測量

在地面上選定一系列點連成折線，在點上設置測站，然後採用測邊、測角方式來測定這些點的水平位置的方法。導線測量是建立國家大地控制網的一種方法，也是工程測量中建立控制點的常用方法。
設站點連成的折線稱為導線，設站點稱為導線點。測量每相鄰兩點間距離和每一導線點上相鄰邊間的夾角，從一起始點坐標和方位角出發，用測得的距離和角度依次推算各導線點的水平位置。

❻ 用全等三角形測距離的4種方法急步驟

應該是5種
三角形全等的條件有：
SAS SSS AAS ASA HL
對應相等意思是：例如三角形ABC和三角形DEF，
AB和DE是對應邊，AB=DE
BC和EF是對應邊，BC=EF
AC和DF是對應邊，AC=DF
角A和角D是對應角，角A=角D
角B和角E是對應角，角B=角E
角C和角F是對應角,角C=角F
這些對應關系都可以從題目給出的三角形XXX和三角形yyy中按順序寫好

SAS是說三角形的兩條邊對應相等且夾角對應相等
SSS是說三角形的三條邊對應相等
AAS是說三角形的兩個角對應相等，且這兩個角所對的那條邊也對應相等
ASA是說三角形的兩個角對應相等，且這兩個角所夾的邊也對應相等
HL是在直角三角形中說的，直角三角形的一條直角邊和一條斜邊對應相等

❼ 上怎麼用三角法測地球到天外恆星的距離

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於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確地測定他它們的視差了。

天文學家利用三角視差法、分光視差法、星團視差法、統計視差法、造父視差法和力學視差法等，測定恆星與我們的距離。恆星距離的測定，對研究恆星的空間位置、求得恆星的光度和運動速度等，均有重要的意義。離太陽距離在16光年以內的有50多顆恆星。其中最近的是半人馬座比鄰星，距太陽約4．2光年，大約是40萬億千米。

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於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確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確定距離。不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恆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（標准燭光法）

物理學中有一個關於光度、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著確定的關系。於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。當時只有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致的線性正比關系。現代精確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<h0<1）為比例常數，稱為哈勃常數。這就是著名的哈勃定律。

利用哈勃定律，可以先測得紅移Δν/ν通過多普勒效應Δν/ν=V/C求出V，再求出d。

哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星系來看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠的星系間彼此散開的速度越大。
參考資料：http://www.xici.net/b568524/d31734477.htm

不同的天體距離要有不同的方法，摘抄如下：

天體測量方法

2.2.2光譜在天文研究中的應用

人類一直想了解天體的物理、化學性狀。這種願望只有在光譜分析應用於天文後才成為可能並由此而導致了天體物理學的誕生和發展。通過光譜分析可以：(1)確定天體的化學組成；(2)確定恆星的溫度；(3)確定恆星的壓力；(4)測定恆星的磁場；(5)確定天體的視向速度和自轉等等。

2.3天體距離的測定
人們總希望知道天體離我們有多遠，天體距離的測量也一直是天文學家們的任務。不同遠近的天體可以采不同的測量方法。隨著科學技術的發展，測定天體距離的手段也越來越先進。由於天空的廣袤無垠，所使用測量距離單位也特別。天文距離單位通常有天文單位(AU)、光年(ly)和秒差距(pc)三種。

2.3.1月球與地球的距離

月球是距離我們最近的天體，天文學家們想了很多的辦法測量它的遠近，但都沒有得到滿意的結果。科學的測量直到18世紀（1715年至1753年）才由法國天文學家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的學生拉朗德(Larand)用三角視差法得以實現。他們的結果是月球與地球之間的平均距離大約為地球半徑的60倍，這與現代測定的數值（384401千米）很接近。

雷達技術誕生後，人們又用雷達測定月球距離。激光技術問世後，人們利用激光的方向性好，光束集中，單色性強等特點來測量月球的距離。測量精度可以達到厘米量級。

2.3.2太陽和行星的距離

地球繞太陽公轉的軌道是橢圓，地球到太陽的距離是隨時間不斷變化的。通常所說的日地距離，是指地球軌道的半長軸，即為日地平均距離。天文學中把這個距離叫做一個「天文單位」(1AU)。1976年國際天文學聯合會把一個天文單位的數值定為1.49597870×1011米，近似1.496億千米。

太陽是一個熾熱的氣體球，測定太陽的距離不能像測定月球距離那樣直接用三角視差法。早期測定太陽的距離是藉助於離地球較近的火星或小行星。先用三角視差法測定火星或小行星的距離，再根據開普勒第三定律求太陽距離。1673年法國天文學家卡西尼(Dominique Cassini)首次利用火星大沖的機會測出了太陽的距離。

許多行星的距離也是由開普勒第三定律求得的，若以1AU為日地距離，「恆星年」為單位作為地球公轉周期，便有：T2＝a3。若一個行星的公轉周期被測出,就可以算出行星到太陽的距離。如水星的公轉周期為0.241恆星年，則水星到太陽的距離為0.387天文單位(AU)。

2.2.3恆星的距離

由於恆星距離我們非常遙遠，它們的距離測定非常困難。對不同遠近的恆星，要用不同的方法測定。目前，已有很多種測定恆星距離的方法：

(1)三角視差法

河內天體的距離又稱為視差，恆星對日地平均距離（a）的張角叫做恆星的三角視差(p)，則較近的恆星的距離D可表示為：

sinπ＝a/D

若π很小，π以角秒錶示，且單位取秒差距(pc)，則有：D=1/π

用周年視差法測定恆星距離，有一定的局限性，因為恆星離我們愈遠，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎，至今用這種方法測量了約10,000多顆恆星。

天文學上的距離單位除天文單位（AU）、秒差距(pc)外，還有光年(ly)，即光在真空中一年所走過的距離，相當94605億千米。三種距離單位的關系是：

1秒差距(pc)＝206265天文單位(AU)＝3.26光年＝3.09×1013千米

1光年(1y)＝0.307秒差距(pc)＝63240天文單位(Au)＝0.95×1013千米。

(2)分光視差法

對於距離更遙遠的恆星，比如距離超過110pc的恆星，由於周年視差非常小，無法用三角視差法測出。於是，又發展了另外一種比較方便的方法--分光視差法。該方法的核心是根據恆星的譜線強度去確定恆星的光度，知道了光度（絕對星等M），由觀測得到的視星等(m)就可以得到距離。

m - M= -5 + 5logD.

(3)造父周光關系測距法

大質量的恆星，當演化到晚期時，會呈現出不穩定的脈動現象，形成脈動變星。在這些脈動變星中，有一類脈動周期非常規則，中文名叫造父。造父是中國古代的星官名稱。仙王座δ星中有一顆名為造父一，它是一顆亮度會發生變化的「變星」。變星的光變原因很多。造父一屬於脈動變星一類。當它的星體膨脹時就顯得亮些，體積縮小時就顯得暗些。造父一的這種亮度變化很有規律，它的變化周期是5天8小時46分38秒鍾，稱為「光變周期」。在恆星世界裡，凡跟造父一有相同變化的變星，統稱「造父變星」。

作者： haj520520 2005-5-21 18:44 回復此發言

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2 天體測量方法

1912年美國一位女天文學家勒維特（Leavitt 1868--1921）研究小麥哲倫星系內的造父變星的星等與光變周期時發現：光變周期越長的恆星，其亮度就越大。這就是對後來測定恆星距離很有用的「周光關系」。目前在銀河系內共發現了700多顆造父變星。許多河外星系的距離都是靠這個量天尺測量的。

(4)譜線紅移測距法

20世紀初，光譜研究發現幾乎所有星系的都有紅移現象。所謂紅移是指觀測到的譜線的波長(l)比相應的實驗室測知的譜線的波長(l0)要長，而在光譜中紅光的波長較長，因而把譜線向波長較長的方向的移動叫做光譜的紅移，z=(l-l0)/ l0。1929年哈勃用2.5米大型望遠鏡觀測到更多的河外星系，又發現星系距我們越遠，其譜線紅移量越大。

譜線紅移的流行解釋是大爆炸宇宙學說。哈勃指出天體紅移與距離有關：Z = H*d /c，這就是著名的哈勃定律，式中Z為紅移量；c為光速；d為距離；H為哈勃常數，其值為50～80千米／(秒·兆秒差距)。根據這個定律，只要測出河外星系譜線的紅移量Z，便可算出星系的距離D。用譜線紅移法可以測定遠達百億光年計的距離。

❽ 三角測量的測量方法

在三角測量中作為測站，並由此測定了水平位置的這些頂點稱為三角點。
為了觀測各三角形的頂角，相鄰三角點之間必須互相通視。因此三角點上一般都要建造測量覘標（測量標志）。為了使各三角點在地面上能長期保存使用，還要埋設標石。
觀測各三角形的頂角時，觀測目標的距離有時很長（達幾十公里），在這樣長的距離上，即使用精密經緯儀的望遠鏡照準測量覘標頂部的圓筒，也難獲得清晰的影像。為了提高照準精度，必須採用發光裝置作為照準目標。在晴天觀測採用日光回照器，藉助平面鏡將日光反射到測站；在陰天或夜間觀測時，則採用由光源、聚光設備和照準設備所組成的回光燈。

❾ 三角測量法怎麼算

三角測量法的基本原理為：三角形具有穩定性，任意三條邊只能組成一種三角形（全部全等）。方法是：已知A、B、C三點的距離，通過某種方式確定另一點P離A、B、C的距離。通過作立體圖形（球）可確定在空間中P的位置（可能有兩個，確定哪個不可能即可，如：飛機的兩種可能位置：一個天上10KM，一個地下10KM，肯定在天上10KM處）。該方法被廣泛運用，典型使用者有：GPS及其他衛星導航設備（2次利用，第一次確定衛星位置，第二次確定地面使用者位置）、導彈制導（通過發射者、通信者位置確定目標位置)等等。
不懂可以追問。