天文学中用来计算天体运行的时间（用光速单位估算天体距离）

有一个远行的旅人，经过农庄，问地里耕作的老农伯伯，“请问老先生，我要去城里还要多久时间呢？”

老农伯伯，看了一眼旅人，面部没有什么表情说道：“这位先生，你往继续走就对了。”

旅人很不解，但是还是继续往前走，反正问路不一定总会得到答案的。

就当旅人带着心中慢慢的纳闷继续往前走的时候，大概两分钟之后，后面传来老农伯伯的声音：“按照你现在的步速，到城里需要两个小时。”

我们说天体之间的距离，一般都是说多少光年，

比如，这次引力波事件的双中子星合并天文现象，信号源距离我们是1.3亿光年，也有说是1.8亿光年，

现在最大的问题，万一在宇宙中，不是光速的速度，那会出现什么情况？

现在观测天体距离大致有以下几种方法：

三角视差法，移动星团法，造父视差法（标准烛光法），哈勃定律方法，

光速也只是我们这个时空中的速度，在遥远庞大的宇宙中，超过太阳系之后的光波传播速度，不一定就是光速的。

所以有些遥远的星星，那边出现了天体时间，比如解体，比如碰撞，塌缩，新星的产生，老化恒星的消亡，

这些情况，在地球观察，不能机械化的以光速作为传播单位，

举个简单的例子，也许物理学界认为是几亿光年前发生的事情，可能就是3-5年 之前发生的而已。

所以本次引力波事件的信号源，就是一亿多年前发生的天文事件吗？

大写加粗的两个字：未必！

很可能就是几年之前的事情。

ps下面说明几种常用的天体距离测算方法，

三角视差法：

测量天体之间的距离可不是一件容易的事.天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级.离我们比较近的天体,它们离我们最远不超过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,依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了.稍远一点的天体我们无法用三角视差法测量它和地球之间的距离,因为在地球上再也不能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法来测量距离,运动学的方法在天文学中也叫移动星团法,根据它们的运动速度来确定距离.不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有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,运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离.

造父视差法（标准烛光法）：

物理学中有一个关于光度、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知道天体的距离r.光度和亮度的含义是不一样的,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,关键是设法知道它就能得到距离.天文学家勒维特发现“造父变星”,它们的光变周期与光度之间存在着确定的关系.于是可以通过测量它的光变周期来定出广度,再求出距离.如果银河系外的星系中有颗造父变星,那么我们就可以知道这个星系与我们之间的距离了.那些连其中有没有造父变星都无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最常用的两种测距方法,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法和间接方法.最大的量天尺是哈勃定律方法,尺度达100亿光年数量级.

哈勃定律方法：

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.当时只有46个河外星系的视向速度可以利用,而其中仅有24个有推算出的距离,哈勃得出了视向速度与距离之间大致的线性正比关系.现代精确观测已证实这种线性正比关系：

V = H0×d，

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