1. GPS定位衛星如何測量時間，經緯度，海拔高度
用戶設備部分即GPS 信號接收機。其主要功能是能夠捕獲到按一定衛星截止角所選擇的待測衛星，並跟蹤這些衛星的運行。當接收機捕獲到跟蹤的衛星信號後，就可測量出接收天線至衛星的偽距離和距離的變化率,解調出衛星軌道參數等數據。根據這些數據，接收機中的微處理計算機就可按定位解算方法進行定位計算，計算出用戶所在地理位置的經緯度、高度、速度、時間等信息。接收機硬體和機內軟體以及GPS 數據的後處理軟體包構成完整的GPS 用戶設備。GPS 接收機的結構分為天線單元和接收單元兩部分。接收機一般採用機內和機外兩種直流電源。設置機內電源的目的在於更換外電源時不中斷連續觀測。在用機外電源時機內電池自動充電。關機後，機內電池為RAM存儲器供電，以防止數據丟失。目前各種類型的接受機體積越來越小，重量越來越輕，便於野外觀測使用。其次則為使用者接收器,現有單頻與雙頻兩種,但由於價格因素,一般使用者所購買的多為單頻接收器。
我們通常所說的GPS往往僅只用戶設備部分，它通過接受天空不同位置的三顆以上的衛星信號，測定手持機所在的位置，簡單來說是利用了數學上三條線確定一個點的原理。
2. GPS(導航星全球定位系統)的工作是哪些
導航衛星是為地面、海上、空中和空間用戶提供導航定位參數的應用衛星。導航衛星早期主要用於軍事用戶導航和定位。1959年12月美國首次發射子午儀導航衛星，而後又發射了兩顆試驗型子午儀衛星，取得了很大成功。1973年12月，美國國防部又制定搜漏了一個「導航星全球定位系統」(GPS)計劃，目的是彌補子午儀衛星的不足，建立一個供各軍種使用的統一的全球軍用導航衛星系統，原計劃15年完成。該系統由21顆實用衛星和3顆備緩纖用衛星組成，採取中高軌道，均勻分布在6個軌道面內，高度約20000千米，傾角63°。21顆衛星分為Ⅰ型和Ⅱ型，前者重460千克，後者重787千克。1978年7月22日，第1顆導航星發射，1993年10月26日，第21顆導航星發射，標志著該系統初步建成。1994年3月6日，第24顆導航星發射入軌，從而使這項歷時20年、耗資上百億美世哪爛元的導航星全球定位系統全部建設成功。導航星的定位精度在16米以內，測速精度優於0.1米／秒，計時精度優於120毫微秒(300萬年誤差1秒)。該系統對民用用戶開放的通道定位精度較低，一般在100米左右。
定位常常是軍用系統和民用系統需要解決的重要問題。飛船和返回式衛星在回收時，需要弄清落點精確位置。艦只在茫茫大海上航行需要知道自己的位置。發射洲際導彈需要時時跟蹤它的位置、方向和速度。坦克部隊在大沙漠上行動需要知道自己的方位。士兵在叢林中執行任務時要經常確定自己的位置。為保證運鈔車的安全，銀行也要通過實時確定它的位置和路線進行安全監視。如果知道丟失的車輛所在的地點，就可能迅速找回。導航星全球定位系統可以滿足這些不同用戶的復雜定位要求。它可為飛機、艦船、坦克、步兵、導彈、低軌衛星和各種民用用戶提供全天候、連續、實時、高精度的位置、時間和速度的精確定位信息。
導航衛星定位的原理是時間測距和多普勒測速。導航星同步發出衛星星歷表、時鍾校正參數、信號延遲參數、衛星狀態參數和識別信息等導航信號，用戶接收機在某一時刻可同時接收4顆衛星發出的導航信號，接收機計算機根據衛星發送信號時間和電磁波的傳播速度，可以算出用戶相對於4顆衛星的距離(稱偽距離)。以這4顆衛星為中心，以它們相對用戶的距離為半徑作4個球面，如果4個球面匯於一點，這個點就是用戶的位置。否則就用導航星上的時鍾校準接收機時鍾，重復計算使球面匯於一點。這樣用戶的三維位置坐標(徑度、緯度和高度)就確定了。通常用戶在地球的任何位置至少能同時「看到」6顆以上的導航星，從中選出位置最佳的4顆進行連續的實時三維定位和測速。移動用戶則根據接收導航信號頻率的變化(多普勒頻率)來計算自身運動的速度。獲得的位置和速度信號在顯示器上顯示出來。
導航星全球定位系統是被動式導航定位系統，即用戶只須接收衛星發出的信號而無須向衛星發射信號，因而接收裝置可以做得非常小巧，一般在幾千克左右。美國海灣戰爭中使用的接收機有的只有0.81千克，尺寸僅22×9×5厘米。
導航星全球定位系統不僅為美國三軍提供導航服務，而且也已用於民用和移動通信服務。但兩種用戶嚴格分開，軍用導航採用精確碼；民用定位採用粗捕獲碼，且精度只有100米左右。美國政府1993年許諾，民用用戶可以免費使用該系統10年。由於這個原因，90年代後，許多國家有大量公司在開發不同用途的導航星全球定位系統接收裝置，應用領域遍及社會經濟各個方面，GPS的開發和應用已形成前景十分廣闊的技術產業。鑒於GPS系統取得的巨大成功，美國還計劃對其進行改進和擴充，計劃研製和發射51顆新的導航衛星組成規模更大、應用更加廣泛的導航星全球定位系統。
3. 衛星到接收站利用測距碼測量時間如何確定
你好：
我來給你科普下，接收機用測量碼測量時有兩個信號，春殲一個是接收到衛星的信號，另一個是接收機產生如悄的與衛星信號完全相同的復制扒橡沖信號。首先，衛星發出的信號傳到接收機需要一個時間，接著，將復制信號放到延遲器里，做一個延遲處理，第三，當接收的信號與延遲器出來的信號完全對齊時，衛星信號的傳播時間就等於復制信號在延遲器里做的延遲。
4. 「科普」揭秘衛星星歷及誤差
一．什麼是衛星星歷，星歷誤差，及其定義與分類
衛星星歷 ：又稱為兩行軌道數據（TLE，Two-Line Orbital Element），由美國celestrak發明創立。
衛星星歷是用於描述太空飛行體位置和速度的表達式———兩行式軌道數據系統。衛星、航天器或飛行體一旦進入太空，即被列入NORAD衛星星歷編號目錄。列入NORAD衛星星歷編號目錄的太空飛行體將被終生跟蹤。衛星、火箭殘骸等飛行體成為太空垃圾時，仍被列入NORAD衛星編號目錄，直到目標消失。衛星星歷以開普勒定律的6 個軌道參數之間的數學關系確定飛行體的時間、坐標、方位、速度等各項參數，具有極高的精度。衛星星歷能精確計算、預測、描繪、跟蹤衛星、飛行體的時間、位置、速度等運行狀態；能表達天體、衛星、航天器、導彈、太空垃圾等飛行體的精確參數；能將飛行體置於三維的空間；用時間立體描繪天體的過去、現在和將來。衛星星歷的時間按世界標准時間（UTC）計算。衛星星歷定時更新。
衛星星歷可應用於軍事、天文、航天、航天器的預測、定位、軌道、跟蹤、測量和太空垃圾的計算、預測、描繪、跟蹤。
衛星星歷誤差 ：由星歷所計算得到的衛星的空間位置與實際位置之差稱為衛星星歷誤差。
衛星星歷是由地面監控站跟蹤監測衛星求定的。由於衛星運行中要受到多種攝動力的復雜影響，而通過地面監控站又難以充分可靠地測定這些作用力或掌握其作用規律，因此在星歷預報時會產生較大的誤差。在一個觀測時間段內，星歷誤差屬於系統誤差，是一種起算數據誤差。它不僅嚴重影響單點定位的精度，也是精密相對定位的重要誤差來源。
星歷誤差可以近似地認為基線的相對精度近似地等於星歷的相對精度（星歷誤差與高度 20200km之比）．但嚴格而言，星歷誤差對基線的影響與衛星和基線的相對幾何分布有關，很難具體估計其大小，當觀測衛星數多於4顆時，星歷誤差的影響將大大地減小。
廣播星歷和精密星歷衛星星歷是GPS衛星定位中的重要數據。由衛星星歷所給出的衛星位置與衛星的實際位置之差稱為衛星星歷誤差。GPS衛星的廣播星歷是由全球定位系統的地面控制部分所確定和提供的,經GPS衛星向全球所有用戶公開播發的一種預報星歷,其精度較差。SA政策取消後,廣播星歷所給出的衛星的點位中誤差為5~7m。
二．GPS衛星的廣播星歷及其誤差
廣播星歷是定位衛星發播的無線電信號上載有預報一定時間內衛星根數的電文信息。
廣播星歷的精度是極不穩定的，它受星歷年齡、軌道是否大談調整、是否處於地球和月亮的陰影區等很多對用戶而言是偶然因素的影響，即使設有SA政策，廣播星歷也可能會差於 1(Xhn，多觀測一些衛星能提高精度。在求解CPS衛星軌道時，廣播星歷只起確定初值的作用，lOOm的精度完全足夠了。但衛星運動力模型的誤差將引起定出軌道的周期誤差，在長距離定位時一般應採用精密星歷或同時定軌。
廣播星歷誤差是當前GPS定位的重要誤差來源之一。美國SA政策取消後,GPS衛星的廣播星歷誤差對GPS單點以滾核碰及對事後載波相位差分GPS數據精度的影響程度究竟如何,在缺乏數據的情況下只能依據相關資料所提供的估計值,通過理論分析和事後數據處理的方法對廣播星歷誤差影響GPS單點及事後載波相位雙差定位精度的程度展開研究。
三．精密星歷
精密星歷供衛星精密定位所使用的衛星軌道信息。精密星歷是由若干衛星跟蹤站的觀測數據，經事後處理算得的供衛星精密定位等使用的衛星軌道信息。
精密星歷是為滿足大地測量、地球動力學研究等精密應用領域的需要而研製、生產的一種高精度的事後星歷。目前的GPS精密星歷主要有兩種:由美國國防制圖局(DMA)生產的精密星歷以及由國際GPS服務IGS(International GPS Serv-ice)生產的精密星歷。前者的星歷精度約為2cm,後者的星歷精度約為5cm。採用精密星歷時應該注意，各個 GPS資料處理中心提供的精氏談密星歷盡管在數值上很接近，但由於各自採用的衛星運動力模 型不一致，可能會對基線解算產生系統性的差異。
四．有關星歷誤差分析及其改正
GPS廣播星歷的軌道誤差分析
衛星星歷是衛星定位的前提和基礎，其軌道精度的好壞將直接影響定位的精度和結果。GPS廣播星歷雖然精度較精密星歷低，但因為其具有實時、易獲取的特點，已被眾多實時導航和定位用戶所廣泛使用。David L.M. Warren、John F. Raquet對1993年到2002年期間的GPS廣播星歷的軌道精度情況進行了分析，得到了一些有益的結論。
2002年，為了提高GPS的定位精度，NGA(National Geospatial-Intelligence Agency)將AII的一些改進成果應用到主控站上，由NGA與JPO支持的這項計劃最終成功實行，即L-AII（Legacy Accuracy Improvement Initiative）計劃，它主要包括[4]：①將NGA觀測站對GPS衛星進行跟蹤觀測的數據添加到衛星定軌、預報過程中，並且加入的觀測站數目會不斷增加，由開始6個站到最後11個站，使得所有的GPS衛星在任意時刻至少有一個地面跟蹤站對其進行觀測。而此前對GPS進行跟蹤觀測的只有OCS的5個監測站。②對衛星定軌/推估過程中所使用的動力學模型的改進，以及單區（single partition）定軌策略的實行。
在各機構的努力下，特別是L-AII計劃的實施，廣播星歷的軌道精度有了很大的提高，從長期趨勢中可以看到在三個方向上的偏差的日平均值都接近於0；對定位精度影響最大的徑向誤差的日均方根差由2002年的0.8m左右降低到了2006年的0.6m左右，徑向誤差以及法向誤差也分別由2002年的4m、2.5m左右降低到了2006年的1.5m、0.9m左右；且在不考慮鍾差的情況下，SISRE也由1m左右降低到接近於0.7m；到2006年底幾乎所有衛星的三維偏差的RMS都達到了2m左右。可以期待的是在相關機構的進一步努力下，以及性能更為優異的新衛星的陸續升空，GPS的廣播星歷的軌道精度將會得到更進一步的提高。
GPS廣播星歷誤差對單點定位的影響
在單點定位中,衛星星歷誤差對解箅結果影響較大.普通單點定位及精密單點定位的數學模型,通過廣播星歷及精密星歷數據的解算,分析星歷精度對單點定位的影響.計算結果表明,使用超快星歷代替最終精密進行精密單點定位是可行的.
IGS精密星歷的誤差分析
採用高精度的ITRF2000全球參考框架、新的地球物理模型和誤差改正模型、統一的衛星軌道參量和地球自轉模型、統一的數據處理策略，重新處理了IGS全球跟蹤站數據以求解1994—2004年的GPS衛星軌道。通過軌道比較評估了IGS精密星歷的系統偏差和隨機誤差，發現IGS精密星歷標稱精度和實際精度存在差異，特別是早期結果。IGS精密星歷在不同時期存在不同的系統偏差，主要由其在不同時期採用的不同ITRF序列參考框架之間的差異引起，IERS公布的轉換參數不能完全表徵ITRF序列間的差異。相對於重解精確軌道，IGS精密星歷隨機誤差隨時間逐漸減小，1994年為15—20cm，1998年逐漸減小到6 8cm，1998年以後小於5cm。
結語：本文通過對一些GPS基本知識的理解和相關文獻的查找整理得出以上敘述，其中列舉了較新的分析誤差的理論方法及個人的觀點，加深了對GPS相關誤差的理解。
5. 衛星大地測量學的觀測方法
按其內容有：以恆星為背景測量衛星方向，人造衛星激光測距,多普勒頻移測量定位,衛星雷達測高等。
以恆星為背景測量衛星方向 利用衛星反射的太陽光或衛星上反射鏡反射的激光束進行攝影，通過像片處理歸算，即可求得攝影瞬間衛星所在的空間方向。由攝影測量求得的衛星方向的精度，在良好的條件下可以達到±0.3″。
方向觀測法是60年代主要使用的方法，它的觀測數據曾用於幾何法建立空間三角網。由於觀測精度不易再提高，而且可供觀測的衛星和觀測的機會較少，所以已很少使用。
人造衛星激光測距 用安置在地面站的衛星激光測距儀向衛星發射激光脈沖，並接收由衛星反射鏡反射回來的脈沖,測量脈沖往返所經過的時間,從而計算測站至衛星的距離。60年代初，曾試驗用激光技術測量從地面站到月球的距離。利用月面漫反射進行測距的嘗試，未能取得令人滿意的結果。以後隨著帶激光反射鏡的人造衛星的出現，以及儀器的改進，測距精度不斷提高。第一代激光測距儀用目視跟蹤觀測，測距誤差為±2米;第二代為自動跟蹤，誤差為分米級；第三代的測距儀精度達到厘米級。
人造衛星激光測距儀的工作原理如圖3。固體激光器所發射的激光脈沖，由取樣電路截取其極小部分能量，經光電轉換後形成一個基準信號，送至測時裝置，作為計時的開門脈沖。激光脈沖的大部分由光學系統發射至衛星。衛星上的反射鏡將脈沖反射回到地面，為接收系統所接收，並由光電倍增管轉換為電脈沖，經放大、整形後送至測時裝置作為計時的關門脈沖。激光脈沖往返於測距儀與衛星間的傳播時間，由計數器記錄下來，據以計算出測距儀至衛星的距離。
衛星激光測距儀分為固定式和流動式兩類。前者安裝在地面的固定測站上轎宏沒，後者可安裝在車輛上，具有高度機動性。兩類測距儀的精度大致相同。
為了用計算機控制激光測距儀，使它自動跟蹤衛星，須有精確的軌道預報。根據預報數據換算成觀測時衛星的坐標，再計算出衛星的方位角、高度角和距離。輸入計算機進行自動控制，跟蹤衛星。
人造衛星激光測距技術已被廣泛地應用於大地測量和地球動力學。70年代，地球和月球之間距離的測定有很大進展。月球激光測距除起到與衛星激光測距相同的作用外,還可以改善月球星歷,推求地球引力參數GM。月球激光測距精度已達到±10厘米左右。
多普勒頻移測量定位 多普勒頻移測量的原理以多普勒效應為基礎。裝在衛星上的無線電發射機連續發射的電磁波頻率為fs，地面站接收機所接收到的電磁波頻率為fe。由於衛星對地面站的相對運動，根據多普勒效應有下列關系：
式中妝為衛星到地面站距離的變率，c為光速。引入接收機本地振盪頻率f和衛星所發射電磁波波長λS=c/fS，上式寫成如下形式： 由接收機將時間t1到t2的頻移個數累加起來,亦即將閉納上式求定積分，則有：式中N是接收機所記錄的t1到t2之間頻移個數。據此，即可由觀測到的頻移推算衛星至地面站的距離或距離變率。圖4表示多普勒頻移的變化情況。
為了提高精度，衛星發射兩種相干頻率，通過數據處理，可消除電離層影響的主要部分。多普勒頻移測量可以全天候工作，且可以在較短時間內獲得大量觀測數據。
子午衛星系統，也稱海軍導航衛星系統(NNSS)，就是利用多普勒測量原理進行導航和定位的一種典型的系統。該系統的子午衛星不斷發射供多普勒頻移測量用的電磁波信號，頻率分別為150和400兆赫，在 400兆赫載波上調制有時間信號和計算衛星空間位置用的「廣播星歷」。地面測站上的多普勒接收機在觀測多普勒頻移的同時，也接收這些信息。利用觀測到的多普勒頻移，以及衛星的瞬間位置和測站坐標之間的數學關系，可以計算出測站的地心坐標。用以進行子午衛星多普勒測量的儀器稱為多普勒接收機。
地面測站大約每隔一小時可以觀測到子午衛星通過一次。一般觀測40～50次，利用廣播星歷和單點定位技術求得的測站地心坐標，其精度約為±3～±5米。此外還可採用聯測定位技術（在兩個測站上對子午衛星進行同步觀測）和短弧定位技術（多測站上對子午衛星進行同步觀測）。這兩種定位技術都可以削弱衛星的星歷誤差和大氣折射的影響，但前者將衛星廣播星歷視為已知值，後者則將它作為觀測量處理。採用這兩種技術按廣播星歷計算，可將每兩點之間相對位置的誤差減小到 1米以內。美國還於事後計算1～2顆子午衛星的精密星歷。根據這種星歷和單點定位技術計算的測站地心坐標的誤差也在±1米以內。
子午衛星多普勒定位法不受天氣影響，所用儀器輕，操作簡便，現在已成絕蔽為測定地面點地心坐標的主要方法。在天文大地網中，適當地測設多普勒測站，可以檢核和改善網的質量，並把局部大地坐標系轉換為全球統一的地心坐標系。衛星多普勒定位和地面水準測量結合，還可得出精度優於1米的相對高程異常。
6. GPS測量技術的原理是什麼
GPS的原理是：天空上多個衛星同時發送信號，地面的接收裝置與各衛星的距離不一樣，到達的時間當然就不一樣，利用時間差來計算出接收機的經緯度。
例如：你的左邊和右邊各有一個人，他們同時向你發出聲音，左邊的是1秒鍾聽到，右邊的是2秒鍾聽到，也就是說左邊的人距離你340米，而右邊的人距離你680米，如果已知二個人的距離，就可以計算出你與左右二人的的距離。
GPS全球衛星定位系統由三部分組成：空間部分———GPS星座；地面控制部分———地面監控系統；用戶設備部分———GPS 信號接收機。
GPS作為最新型的定位技術正在廣泛的應用於軍事、科學、汽車定位、及我們生活的手機定位等等，GPS的誕生使我們的生活發生了巨大的變化，科學研發也有了很大的突破，GPS使很多事情變的更精準化，工作效率化，GPS的靈活、方便使它的應用范圍變的廣泛起來。
(6)衛星是怎樣計算時間和測距的擴展閱讀：
GPS地面監控站主要由分布在全球的一個主控站、三個注入站和五個監測站組成。主控站根據各監測站對GPS衛星的觀測數據，計算各衛星的軌道參數、鍾差參數等，並將這些數據編製成導航電文，傳送到注入站，再由注入站將主控站發來的導航電文注入到相應衛星的存儲器中。
GPS用戶設備由GPS接收機、數據處理軟體及其終端設備(如計算機)等組成。GPS接收機可捕獲到按一定衛星高度截止角所選擇的待測衛星的信號，跟蹤衛星的運行，並對信號進行交換、放大和處理，再通過計算機和相應軟體，經基線解算、網平差，求出GPS接收機中心(測站點)的三維坐標。
GPS方格網點位精度高、誤差分布均勻，不但能夠滿足規范要求，而且具有較大的精度儲備。
採用點位中誤差作為方格網測量精度指標是可行的，它比用相對中誤差表示精度指標更為合理。
採用GPS方法布設大地控制網，因其圖形強度系數高，能夠有效地提高點位趨近速度。網形優化比較方便。
採用GPS-RTK測設建築方格網與常規測量法相比，效率可提高一倍以上，並能大幅度降低作業人員的勞動強度。一個參考站可有多台流動站作業，流動站不需基準站指揮，單人即可獨立作業。
7. 宇宙中星球之間的距離是怎樣才被計算出來的
雷達遙測(radar ranging)
精確決定地球與太陽平均距離(一天文單位，1 AU)，是量測宇宙距離的基礎。
由克卜勒定律 ，可以推算出金星與地球的最近距離約是0.28 A.U.。在金星最近地球時，用金星表面的雷達回波 時間，可找出(誤差小於一公里)
1 AU = 149,597,870 公里≈1.5* 108 公里
測距適用范圍：～1AU。
恆星視差法(stellar parallax)
以地球和太陽間的平均距離為底線，觀測恆星在六個月間隔，相對於遙遠背景恆星的視差 。恆星的距離d
d (秒差距，pc) = 1/ p (視差角，秒弧)
1 pc 定義為造成一秒視差角的距離，等於3.26 光年。地面觀測受大氣視寧度的限制，有效的觀測距離約為100 pc (～300 光年)。在地球大氣層外的Hipparcos 衛星與哈伯望遠鏡，能用視差法量測更遠的恆星，范圍可推廣到1000 pc。
測距適用范圍：～1,000 pc。
光譜視差法(spectroscopic parallax)
如果星體的視星等為mV，絕對星等MV，而以秒差距為單位的星體距離是d。它們間的關系稱為距離模數
mV - MV = -5 + log10d
如果知道恆星的光譜分類 與光度分類 ，由赫羅圖 可以找出恆星的光度。更進一步，可以算出或由赫羅圖讀出恆星的絕對星等，代入距離模數公式，即可以找出恆星的距離。
因為主序星的分布較集中在帶狀區域，所以光譜視差法常用主序星為標的。利用鄰近的恆星，校準光譜視差法的量測。另也假設遠處的恆星的組成與各項性質，大致與鄰近恆星類似。誤差常在25% 以上，。(註：本銀河系直徑約30 Kpc)
測距適用范圍：～7Mpc。
例： 若某恆星的視星等為+15 ，其光譜判定為G2 V 的恆星『i從赫羅圖讀出該星的絕對星等為+5 ，代入距離模數公式15 - 5 = 5 log d - 5 ，求出該星的距離d= 1000 pc = 3260 光年。
變星
位在不穩定帶的後主序帶恆星，其亮度有周期性的變化(周光曲線)，而綜合許多變星的周光關系，可以發現變星亮度變化周期與恆星的光度成正比(參見周光關系) 。用來做距離指標的變星種類主要有造父變星(I 型與II 型)與天琴座變星。
測定變星的光譜類別後，由周光圖可以直接讀出它慶飢的光度(絕對星等)。由變星的視星等和絕對星，利用距離模數公式，
mV - MV = -5 + log10d
即可定出變星的距離。目前發現，最遠的造父變星 在M 100，距離我們約17 Mpc。
測距適用范圍：～17 Mpc。
超新星
平均每年可以觀測到數十顆外星系的超新星。大部份的超新星(I 型與II 型) 的最大亮度多很相近，天文學家常假設它們一樣，並以它們做為大距離的指標。
以造父變星校準超新星的距離，以找出I 型與II 型星分別的平均最大亮度。由超新星的光度曲線 ，可以決定它的歸類。對新發現的超新星，把最大視亮度(mV) 與理論最大絕對亮度(MV) 帶入距離模數公式，即可找出超新星的距離。
II 型超新星受外層物質的干擾，平均亮度的不確定性較高，I 型超新星較適合做為距離指標。
測距適用范圍：> 1000 Mpc。
Tulley-Fisher 關系
漩渦星系的氫21 公分線，因星系自轉而有杜卜勒加寬 。由譜線加寬的程度，可以找出譜線的位移量Δλ，並求出星系的漩渦臂在視線方向的速度Vr，
Δλ/λo = Vr/c = Vsin i/c
i 為觀測者視線與星系盤面法線的啟李夾，由此可以推出漩渦星系的旋轉速率。Tulley 與Fisher 發現，漩渦星系的光度與自轉速率成正比，現在稱為Tulley-Fisher 關系。
量漩渦星系的旋轉速率，可以知道漩渦星系的光度，用距離模數公式，就可以找出漩渦星系的距離。Tulley-Fisher 關系找出的距離，大致與I 型超新星同級，可互為對照。
註：現常譽旁返觀測紅外線區譜線，以避免吸收。
測距適用范圍：> 100 Mpc。
哈伯定律
幾乎所有星系相對於本銀河系都是遠離的，其遠離的徑向速度可用都卜勒效應來測量星系的紅位移 ，進而找出星系遠離的速度。
1929年Edwin Hubble得到遠離徑向速度與星系距離的關系
哈柏定律
Vr = H*d
其中
Vr = 星系的徑向遠離速度
H = 哈柏常數=87 km/(sec*Mpc)
d = 星系與地球的距離以Mpc 為單位。
哈柏定律是一個很重要的距離指標，量得星系的遠離速度，透過哈柏定律可以知道星系的距離。
例:
室女群(Vigro cluster) 的徑向遠離速度為 Vr ＝1180 km/sec， 室女群與地球的距離為 d = Vr/H = 1180/70 = 16.8 Mpc。
測距適用范圍：宇宙邊緣。
其他測距離的方法
紅超巨星
假設各星系最亮的紅超巨星絕對亮度都是MV = -8 ，受解析極限的限制，適用范圍與光譜視差法相同。
測距適用范圍：～7Mpc。
新星
假設各星系最亮的新星，絕對亮度都是MV = -8 。
測距適用范圍：～20 Mpc。
HII 區
假設其他星系最亮的HII區之大小，和本銀河系相當。(定H II區的邊界困難，不準度很高)
行星狀星雲
假設星系行星狀星雲，光度分布的峰值在MV = - 4.48。
測距適用范圍：～30 Mpc。
球狀星團
假設星系周圍的球狀星團，光度分布的峰值在MV = - 6.5。
測距適用范圍：～50 Mpc。
Faber-Jackson 關系、D-σ關系
Faber-Jackson 關系與Tulley-Fisher 關系類似，適用於橢圓星系。Faber-Jackson 關系：橢圓星系邊緣速率分布寬度σ的四次方與星系的光度成正比。
D-σ關系：橢圓星系邊緣速率分布寬度σ與星系的大小D 成正比。
測距適用范圍：> 100 Mpc。
星系
假設其他更遠的星系團，與室女星系團中最亮的星系都具有相同的光度MV = -22.83。
測距適用范圍：～4,000 Mpc
8. 求助,關於GPS時間的計算
GPS接收機的時間一般是不準確的。接收機一般採用石英鍾，誤差很大。在實際測量中，把接收機鍾差作為一個未知數，因此在觀測時需要同時接收到至少四顆衛星的信號。然後利用衛星播發的導航電文計算出每顆衛星到接收機的距離。採用空間距離交匯的方法，計算出接收機的位置。定位的過程就是這樣。不知道你說的GPS位置是什麼意思，，GPS衛星的實時位置是已知的。然後時間的話就是接收到的時間加上衛星鍾差就是GPS時鍾的正確時間。。我就是這個專業的，都是原創，望採納！！