星球距离多少光年是怎么得出来的?比如看到报道说发现新的星球X 距我们25光年难道是 望远镜50年前发射的光现在返回回来了吗?还是25年前X星球的发出的光被望远镜看到,这个光里有信息表明

星球距离多少光年是怎么得出来的?比如看到报道说发现新的星球X 距我们25光年难道是 望远镜50年前发射的光现在返回回来了吗?还是25年前X星球的发出的光被望远镜看到,这个光里有信息表明
星球距离多少光年是怎么得出来的?
比如看到报道说发现新的星球X 距我们25光年
难道是 望远镜50年前发射的光现在返回回来了吗?
还是25年前X星球的发出的光被望远镜看到,这个光里有信息表明这是25年前发出来的?
请不要引用长篇公式之类的,看不懂啊,呵呵.

星球距离多少光年是怎么得出来的?比如看到报道说发现新的星球X 距我们25光年难道是 望远镜50年前发射的光现在返回回来了吗?还是25年前X星球的发出的光被望远镜看到,这个光里有信息表明
楼主的问题涉及到一个宇宙物理学的问题.
首先测算星球的距离不是用望远镜发射的光返回测定的.
在物理学中,通常采用两种方式测算,一种方式是采用“秒差”测算法,这是一种比较粗略的估计.秒差是一个天文学概念,一个秒差的距离相当于3.26亿光年.1pc=360*60*60/2Pi*AU=206265AU=3.08568×10^16m=3.2616光年 .而秒差距的测定如下：
从地球公转轨道的平均半径（一个天文单位,AU）为底边所对应的三角形内角称为视差.当这个角的大小为1秒时,这个三角形（由于1秒的角的所对应的两条边的长度差异完全可以忽略,因此,这个三角形可以想象成直角三角形,也可以想象成等腰三角形）的一条边的长度（地球到这个恒星的距离）就称为1秒差距.
因此采用同样的方法（基本数学知识就够了）测定估计星球的秒差距就可以推算出光年了.
另外一种方法是“光谱衰弱”测量法.通常我们知道星球发出的射线在远距离的传播后由于能量的衰减会不断的衰弱.而所有的射线（按照核物理学的理论）从发出到衰弱到一定程度都是有周期的,也就是是说有时间的,这样我们就可以推算出射线的年限了,而射线的速度就是光速,所以一般也是可以测定星球的距离的.

大概是用光谱衰弱测量出来的！
我也不太懂这个，楼主参考！

人类从来没有通过反射测定天体距离（月亮除外），都是捕捉光信号和射电信号。测量天体距离主要有一下几种方法：
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...

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人类从来没有通过反射测定天体距离（月亮除外），都是捕捉光信号和射电信号。测量天体距离主要有一下几种方法：
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，实际观测中很难测定。三角视差是一切天体距离测量的基础，至今用这种方法测量了约10000多颗恒星。
分光视差法
对于距离更遥远的恒星，比如距离超过110pc的恒星，由于周年视差非常小，无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法--分光视差法。该方法的核心是根据恒星的谱线强度去确定恒星的光度，知道了光度（绝对星等M），由观测得到的视星等(m)就可以得到距离。
m - M= -5 + 5logD.
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
哈勃指出天体红移与距离有关：Z = Hd /c，这就是著名的哈勃定律，式中Z为红移量；c为光速；d为距离；H为哈勃常数，其值为50～80千米／(秒·兆秒差距)。根据这个定律，只要测出河外星系谱线的红移量Z，便可算出星系的距离D。用谱线红移法可以测定远达百亿光年计的距离。
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利用哈勃定律，可以先测得红移Δν/ν通过多普勒效应Δν/ν=V/C求出V，再求出d。
哈勃定律揭示宇宙是在不断膨胀的。这种膨胀是一种全空间的均匀膨胀。因此，在任何一点的观测者都会看到完全一样的膨胀，从任何一个星系来看，一切星系都以它为中心向四面散开，越远的星系间彼此散开的速度越大。

收起

你几时看到望远镜有发出光去？再说25光年还好，来回50年虽然长了点但勉强还等得到。要是1000光年外不是瞎了？所以不是这样的。在25光年这种距离算是比较近的。可以用最古老又是最可靠的三角视差法测定。如图一看你就明白。它的原理就是充分利用地球公转轨道宽度。在两端分别测定一颗恒星的视角。它们的角度差就对应相应的距离。