提丢斯-波得定则（Titius-Bode law），简称“波得定律”，是关于太阳系中行星轨道的一个简单的几何学规则。 它是在1766年德国的一位中学教师戴维·提丢斯（Johann Daniel Titius，1729~1796）发现的。后来被柏林天文台的台长波得（Johann Elert Bode）归纳成了一个经验公式来表示。
意义
行星同太阳平均距离的经验定律。1766年﹐德国人提丢斯提出﹐取一数列0﹐3﹐6 ﹐12﹐24﹐48﹐96﹐192……﹐然后将每个数加上4﹐再除以10﹐就可以近似地得到以天文单位表示的各个行星同太阳的平均距离。1772年﹐德国天文学家波得进一步研究了这个问题﹐发表了这个定则﹐因而得名为提丢斯-波得定则﹐有时简称提丢斯定则或波得定则。这个定则可以表述为﹕从离太阳由近到远计算﹐对应于第n 个行星(对水星而言﹐n 不是取为1﹐而是-∞)﹐其同太阳的距离a =0.4+0.3×2n-2)(天文单位)
提丢斯-波得定则提出后﹐有两项发现给了它有力的支持。第一﹐1781年F.W.赫歇耳发现了天王星﹐它差不多恰好处在定则所预言的轨道上。第二﹐提丢斯在当时就预料﹐在火星和木星之间距太阳2.8天文单位处应该有一个天体。1801年﹐意大利天文学家皮亚齐果然在这个距离上发现了谷神星﹔此后﹐天文学家们又在这个距离附近发现许多小行星。但该定则也有一些不足之处﹐如对海王星和冥王星的计算值与观测值不符﹐而且对水星n 不取为1﹐而取为-∞﹐也难理解。 此外﹐有的卫星同它所属的行星的平均距离也有与提丢斯-波得定则相类似的规律性。关于提丢斯-波得定则的起因﹐虽有人提出一些解释﹐但尚无定论。
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提丢斯——波得定则
2011-7-22 10:12:00
在1772年，德国天文学家波得在他编写的《星空研究指南》一书中总结并发表了6年前由一位德国物理学教授提丢斯提出的一条关于行星距离的定则。定则的主要内容是：取0、3、6、12、24、48、 96……这么一个数列，每个数字加上4再用10来除，就得出了各行星到太阳实际距离的近似值。
如水星到太阳的平均距离为（0+4）/10=0.4(天文单位) 金星到太阳的平均距离为（3+4）/10=0.7 地球到太阳的平均距离为(6+4)/10=1.0 火星到太阳的平均距离为(12+4)/10=1.6 照此下去，下一个行星的距离应该是：(24+4)/10=2.8 可是这个距离处没有行星，也没有任何别的天体。波得相信“造物主”不会有意在这个地方留下空白；提丢斯则认为也许是火星的一颗还没有发现的卫星在这个位置上的，但不管怎么说提丢斯——波得定则在“2.8（天文单位）”处出现了间断。
当时认识的两颗最远的行星是木星和土星，按照定则的思路继续往外推算，情况是令人鼓舞的，定则给出的数据与实际情况对比如下：
定则给出的数据 各行星到太阳的实际距离（天文单位）
水星 0.4 0.387
金星 0.7 0.723
地球 1.0 1.000
火星 1.6 1.524
? 2.8
木星 5.2 5.203
土星 10.0 9.554
定则算出来的那些数据与行星距离十分相似，于是大家开始相信“2.8”那个地方应该有颗大行星补上，波得为此向其他天文学家呼吁，希望共同组织起来寻找这颗“丢失”了的行星。
一些热心的天文学家便开始搜索“丢失”的行星，好几年过去了，毫无结果。正当大家有点灰心准备放弃这种漫无边际的搜寻工作时， 1781年英国天文学家赫歇耳地无意中发现了太阳系的第七大行星——天王星，令人惊讶的是，天王星与太阳的平均距离为 19.2天文单位，和提丢斯-波得定则算出的结果（192+4）/10=19.6竟然符合得好级了。这一下子，定则的地位陡然高涨，几乎所有的人对它都笃信无疑，而且完全相信在“2.8”空缺位置上，一定存在一颗大行星，只是方法不得当，所以才一直没有找到它。
可是很快十多年又过去了，这颗“丢失”的大行星依然杳无音信。
直到1801年初，一个惊人的消息从意大利西西里岛传出，那里的一处偏僻天文台的台长皮亚齐在一次常规观测时发现了一颗新天体，经计算它的距离是 2.77天文单位，与“2.8”极为近似。新天体因此被认为就是那颗好多人在拚命寻找而一直没有找到的大行星，并被命名为“谷神星”。
接着谷神星的直径被测定出来，是700多公里，这可把大家弄糊涂了，怎么不是大个子行星而是小个子行星呢？但令人震惊的事情还在后头，第二年即1802年3月德国医生奥伯斯又在火星与木星轨道之间发现了一颗行星——智神星，除了略小之外，智神星与谷神星相差不多，距离基本一致，接着又发现了第三颗——婚神星和第四颗——灶神星。到最后前前后后发现的小行星总数竟达50万颗之多，它们都集中在火星与木星之间的一个特定区域内，即所谓的“小行星带”，其中心位置正好符合提丢斯——波得定则给出的数据。
为什么大行星变成了50万颗小行星？当时便有人猜测是不是某种人们暂时无法知晓的原因，原本存在的大行星爆炸了？
1846年和1930年，海王星和冥王星先后被发现，这两次发现对于提丢斯——波得定则来说都是挫折，比较它们的定则数值与实际距离如下：
定则数值与太阳的实际距离
海王星 (384+4) / 10 = 38.830.2
冥王星 (768+4) / 10 = 77.239.6
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高斯和小行星的发现
姓名：卡尔•弗里德里希•高斯
简介：卡尔•弗里德里希•高斯（JOHANN KARL FRIEDRICH GAUSS：1777-1855）
德国数学家，生于布伦瑞克，曾在哥廷根大学学习和任教。他一生成果极为丰富，几乎涉及数学的各个领域，享有“数学王子”的美誉。他的头像，也曾经被印在德国的10马克纸币上。
名言：DIE MATHEMATIK IST DIE KÖNIGIN DER WISSENSCHAFTEN数学是科学的皇后。
766年，德国的一位中学教师发现，太阳系中的行星和太阳之间的距离符合一定的规律，后来德国柏林天文台台长波德将此归结为一个如下的经验公式，即所谓的提丢斯•波德定则：
其中D是行星到太阳的距离，用天文单位表示。在将不同的N值代入求解之后，就可以得到如下的很有意思的结果：
显然，当时已知的行星都符合提丢斯•波德定则，但是在N=3处却有一个空位，没有天体与之对应。于是许多天文学家纷纷猜测，在那里应当有一个未知的行星，于是众多的天文学家开始了自己的搜寻工作。
1781年，英国天文学家威廉•赫歇尔在巡天观测中意外地发现了一个新行星——天王星，经过观测之后人们发现，天王星并不是要找的那颗行星，但天王星的发现反而坚定了人们对提丢斯•波德定则的信任。因为天王星和的实际距离（19.2184天文单位）和N=6时的计算值19.6非常接近。这让人们信心大增。
到了1801年1月1日，新年的钟声里传来了喜讯。意大利天文学家皮亚齐在西西里岛的巴勒莫天文台发现了一个新的天体，当然，皮亚齐一开始并没有确定这是一个新的行星，他一度以为这是一颗彗星。但后来皮亚齐因为生病而不得不暂停观测，随后谷神星又淹没在太阳的辉光中，观测困难，因而皮亚齐未能继续跟踪观测。这个天体就这样“丢失”了。
皮亚齐将自己的观测结果公之于众，并请求各国的学者们帮助重新找到这个失踪天体。德国大数学家高斯闻讯后，立刻着手进行计算。高斯发明了一种根据三次观测的资料求解行星近似轨道的新方法，并且根据这种新方法很快解决了这一问题，致用几天就完成了计算，后来天文学家们果然在高斯预测的位置附近重新观察到了这颗行星。而高斯的方法，从此以后也在天文学中得到广泛应用。
这个新发现的天体，后来被确认是一个位于木星和火星之间的行星，并被命名为谷神星。但是，很快人们就发现，在火星和木星之间，存在着许多类似的天体，由于它们都不是很大，因此被统称为小行星。不过，曾经在小行星的搜寻中发挥过重要所用的提丢斯•波德定则，后来反而很少有人再相信。这是因为1846年发现的海王星就已经不符合提丢斯•波德定则（计算值38.8，实际距离30.1104天文单位）。有人认为，提丢斯•波德定则可能反映了太阳系动力学上的一些特征，但如何解释，以及如何看待反常现象，都难以解决，因此在为小行星的发现作出重大贡献之后，提丢斯•波德定则也就逐渐淡出了历史舞台。
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关于行星距离的规律。又称波得定则。 1766年由德国的J.D.提丢斯首先提出经验关系 ，1772年德国的J.E.波得公开发表所总结的公式：an＝0.4＋0.3×2n-2，式中an是以天文单位表示的第n颗行星离太阳的平均距离，n是离太阳由近及远的次序（但水星n＝－∞为例外）。1781年发现的天王星正符合n＝8的位置上 ，因而促使人们去寻找n＝5的天体，1801年果然发现了小行星（与a5＝2.8相符）。但波得的公式物理意义不明，而1846年发现的海王星、1930年发现的冥王星与该式的偏离很大，故许多人至今持否定态度，认为充其量不过是帮助记忆的经验式。随着研究的深入，已提出了许多种行星距离公式，更常用的形式为an+1∶an＝β（β为与行星质量有关的常数）。而且在一些卫星系统中，规则卫星也同样存在着类似关系。该定则的物理意义还有待进一步的探讨。
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【【天文单位】】简介：
———————— 天文单位（英文：Astronomical Unit，简写AU）是一个长度的单位，约等于地球跟太阳的平均距离。天文常数之一。天文学中测量距离，特别是测量太阳系内天体之间的距离的基本单位，地球到太阳的平均距离为一个天文单位。 一天文单位约等于1.496亿千米。 1976年，国际天文学联会把一天文单位定义为一颗质量可忽略、公转轨道不受干扰而且公转周期为365.2568983日（即一高斯年）的粒子与一个质量相等约一个太阳的物体的距离。当前被接受的天文单位是149,597,870,691±30米（约一亿五千万公里或9300万英里）。
当最初开始使用天文单位的时候，它的实际大小并不是很清楚，但行星的距离却可以藉著日心几何及行星运动法则以天文单位作单位来计算出来。后来天文单位的实际大小终透过视差，以及近代用雷达来准确地找到。虽然如此，因为引力常数的不确定（只有五、六个有效位），太阳的质量并不能够很准确。如果计算行星位置时使用国际单位，其精确度在单位换算的过程中难免会降低。所以这些计算通常以太阳质量和天文单位作单位，而不用公斤和公里。
一个天文单位的距离，。相当于地球到太阳的平均距离，约1.496×10^8km
在生活中，常用“天文单位”（天文数字）来形容一个非常大的数……
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历史推导
天文常数之一。天文学中测量距离，特别是测量太阳系内天体之间的距离的基本单位，以A表示。
1938年以前，天文单位是指在没有大行星摄动作用(见摄动理论)下，从地月系质心到太阳的平均距离,或者说，它是地月系质心绕太阳公转的无摄动椭圆轨道的半长径。根据开普勒定律，在高斯引力常数k、太阳质量S、地月系质量m、地月系到太阳的平均距离A和地球绕太阳公转周期T之间有如下关系：[1]
当取太阳质量为天文质量单位（即取S=1）、地月系到太阳的平均距离为天文距离单位(即取A=1)时,高斯根据当时的不很精确的T和m/S值,算得k=0.01720209895。1938年第六届国际天文学联合会决定把k值固定下来,不再改变。根据这个k值，当取S=1、A=1和m=0时，就可以算出T值为365.2568983263历书日。
由此，可以把天文单位的定义改为：当公转周期为365.2568983263历书日时，一个假想的、质量为零的无摄动行星的椭圆轨道的半长径，等于一个天文单位。根据准确的 T值和m/S值，可以算出地月系统日公转轨道的半长径为1.00000003天文单位。由于地球运动受其他天体摄动的影响，日地平均距离实际为1.0000000236天文单位。
二十世纪六十年代以前，天文单位是根据测定太阳视差π⊙推导出来的。在纽康的天文常数系统中太阳视差π⊙=8奖80，相应的天文单位的长度等于149,500,000公里。二十世纪六十年代起,雷达天文取得了精确的结果。于是，天文单位根据光速c和单位距离光行时τA来导出,1964年国际天文学联合会天文常数系统取 A为149,600×10米，把它作为基础常数。
此值从1968年开始，一直要使用到1983年。1976年国际天文学联合会天文常数系统取 A为1.49597870×10米，把它改为导出常数,此值将从1984年起统一采用。
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计算
在1976年天文常数系统中定义为在499.004782秒内光在真空中传播的距离。其值为1.49597870×10^11米（^表示幂）。1天文单位等于1.58129×10^(-5)光年，或4.84813×10^(-6)秒差距。
光年(ly) 光年是长度的单位，而非时间单位。光年就是光在真空中一年时间走过的距离。
光在真空中的速度是恒定不变的（速度是约30万公里/秒）。
1ly=9.46x10^12km
秒差距（pc） 1pc指的是从某天体看太阳系在一年阿富汗正交于视线上1AU所张的角度为1〃。
1pc=2.06×105AU=3.26ly
1PC约等于30835997962819660.8米
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计算方法
天文学家利用三角视差法、分光视差法、星团视差法、统计视差法、造父视差法和力学视差法等，测定恒星与我们的距离。恒星距离的测定，对研究恒星的空间位置、求得恒星的光度和运动速度等，均有重要的意义。
离太阳距离在16光年以内的有50多颗恒星。其中最近的是半人马座比邻星，距太阳约4．2光年，大约是40万亿千米。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=9.461012千米），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 造父视差法又叫标准烛光法。
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光度，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 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。
例子
冥王星距离太阳39.5天文单位。
木星距离太阳5.2天文单位。
参宿四的平均直径为2.57天文单位。
月球距离地球0.0026天文单位。
与其他单位的大约换算值
1天文距离单位(AU)=1.49597870×10^11米 = 149,600,000公里 = 92,960,000英里 = 490,800,000,000英尺
1光年（ly)=9.4605536×10^15米=63239.8天文距离单位
1秒差距(PC)=3.085678×10^16米=206264.8天文距离单位=3.261631光年
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意义
行星同太阳平均距离的经验定律。1766年﹐德国人提丢斯提出﹐取一数列0﹐3﹐6 ﹐12﹐24﹐48﹐96﹐192……﹐然后将每个数加上4﹐再除以10﹐就可以近似地得到以天文单位表示的各个行星同太阳的平均距离。1772年﹐德国天文学家波得进一步研究了这个问题﹐发表了这个定则﹐因而得名为提丢斯-波得定则﹐有时简称提丢斯定则或波得定则。这个定则可以表述为﹕从离太阳由近到远计算﹐对应于第n 个行星(对水星而言﹐n 不是取为1﹐而是-∞)﹐其同太阳的距离a =0.4+0.3×2n-2)(天文单位)
提丢斯-波得定则提出后﹐有两项发现给了它有力的支持。第一﹐1781年F.W.赫歇耳发现了天王星﹐它差不多恰好处在定则所预言的轨道上。第二﹐提丢斯在当时就预料﹐在火星和木星之间距太阳2.8天文单位处应该有一个天体。1801年﹐意大利天文学家皮亚齐果然在这个距离上发现了谷神星﹔此后﹐天文学家们又在这个距离附近发现许多小行星。但该定则也有一些不足之处﹐如对海王星和冥王星的计算值与观测值不符﹐而且对水星n 不取为1﹐而取为-∞﹐也难理解。 此外﹐有的卫星同它所属的行星的平均距离也有与提丢斯-波得定则相类似的规律性。关于提丢斯-波得定则的起因﹐虽有人提出一些解释﹐但尚无定论。
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提丢斯——波得定则
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在1772年，德国天文学家波得在他编写的《星空研究指南》一书中总结并发表了6年前由一位德国物理学教授提丢斯提出的一条关于行星距离的定则。定则的主要内容是：取0、3、6、12、24、48、 96……这么一个数列，每个数字加上4再用10来除，就得出了各行星到太阳实际距离的近似值。
如水星到太阳的平均距离为（0+4）/10=0.4(天文单位) 金星到太阳的平均距离为（3+4）/10=0.7 地球到太阳的平均距离为(6+4)/10=1.0 火星到太阳的平均距离为(12+4)/10=1.6 照此下去，下一个行星的距离应该是：(24+4)/10=2.8 可是这个距离处没有行星，也没有任何别的天体。波得相信“造物主”不会有意在这个地方留下空白；提丢斯则认为也许是火星的一颗还没有发现的卫星在这个位置上的，但不管怎么说提丢斯——波得定则在“2.8（天文单位）”处出现了间断。
当时认识的两颗最远的行星是木星和土星，按照定则的思路继续往外推算，情况是令人鼓舞的，定则给出的数据与实际情况对比如下：
定则给出的数据 各行星到太阳的实际距离（天文单位）
水星 0.4 0.387
金星 0.7 0.723
地球 1.0 1.000
火星 1.6 1.524
? 2.8
木星 5.2 5.203
土星 10.0 9.554
定则算出来的那些数据与行星距离十分相似，于是大家开始相信“2.8”那个地方应该有颗大行星补上，波得为此向其他天文学家呼吁，希望共同组织起来寻找这颗“丢失”了的行星。
一些热心的天文学家便开始搜索“丢失”的行星，好几年过去了，毫无结果。正当大家有点灰心准备放弃这种漫无边际的搜寻工作时， 1781年英国天文学家赫歇耳地无意中发现了太阳系的第七大行星——天王星，令人惊讶的是，天王星与太阳的平均距离为 19.2天文单位，和提丢斯-波得定则算出的结果（192+4）/10=19.6竟然符合得好级了。这一下子，定则的地位陡然高涨，几乎所有的人对它都笃信无疑，而且完全相信在“2.8”空缺位置上，一定存在一颗大行星，只是方法不得当，所以才一直没有找到它。
可是很快十多年又过去了，这颗“丢失”的大行星依然杳无音信。
直到1801年初，一个惊人的消息从意大利西西里岛传出，那里的一处偏僻天文台的台长皮亚齐在一次常规观测时发现了一颗新天体，经计算它的距离是 2.77天文单位，与“2.8”极为近似。新天体因此被认为就是那颗好多人在拚命寻找而一直没有找到的大行星，并被命名为“谷神星”。
接着谷神星的直径被测定出来，是700多公里，这可把大家弄糊涂了，怎么不是大个子行星而是小个子行星呢？但令人震惊的事情还在后头，第二年即1802年3月德国医生奥伯斯又在火星与木星轨道之间发现了一颗行星——智神星，除了略小之外，智神星与谷神星相差不多，距离基本一致，接着又发现了第三颗——婚神星和第四颗——灶神星。到最后前前后后发现的小行星总数竟达50万颗之多，它们都集中在火星与木星之间的一个特定区域内，即所谓的“小行星带”，其中心位置正好符合提丢斯——波得定则给出的数据。
为什么大行星变成了50万颗小行星？当时便有人猜测是不是某种人们暂时无法知晓的原因，原本存在的大行星爆炸了？
1846年和1930年，海王星和冥王星先后被发现，这两次发现对于提丢斯——波得定则来说都是挫折，比较它们的定则数值与实际距离如下：
定则数值与太阳的实际距离
海王星 (384+4) / 10 = 38.830.2
冥王星 (768+4) / 10 = 77.239.6
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高斯和小行星的发现
姓名：卡尔•弗里德里希•高斯
简介：卡尔•弗里德里希•高斯（JOHANN KARL FRIEDRICH GAUSS：1777-1855）
德国数学家，生于布伦瑞克，曾在哥廷根大学学习和任教。他一生成果极为丰富，几乎涉及数学的各个领域，享有“数学王子”的美誉。他的头像，也曾经被印在德国的10马克纸币上。
名言：DIE MATHEMATIK IST DIE KÖNIGIN DER WISSENSCHAFTEN数学是科学的皇后。
766年，德国的一位中学教师发现，太阳系中的行星和太阳之间的距离符合一定的规律，后来德国柏林天文台台长波德将此归结为一个如下的经验公式，即所谓的提丢斯•波德定则：
其中D是行星到太阳的距离，用天文单位表示。在将不同的N值代入求解之后，就可以得到如下的很有意思的结果：
显然，当时已知的行星都符合提丢斯•波德定则，但是在N=3处却有一个空位，没有天体与之对应。于是许多天文学家纷纷猜测，在那里应当有一个未知的行星，于是众多的天文学家开始了自己的搜寻工作。
1781年，英国天文学家威廉•赫歇尔在巡天观测中意外地发现了一个新行星——天王星，经过观测之后人们发现，天王星并不是要找的那颗行星，但天王星的发现反而坚定了人们对提丢斯•波德定则的信任。因为天王星和的实际距离（19.2184天文单位）和N=6时的计算值19.6非常接近。这让人们信心大增。
到了1801年1月1日，新年的钟声里传来了喜讯。意大利天文学家皮亚齐在西西里岛的巴勒莫天文台发现了一个新的天体，当然，皮亚齐一开始并没有确定这是一个新的行星，他一度以为这是一颗彗星。但后来皮亚齐因为生病而不得不暂停观测，随后谷神星又淹没在太阳的辉光中，观测困难，因而皮亚齐未能继续跟踪观测。这个天体就这样“丢失”了。
皮亚齐将自己的观测结果公之于众，并请求各国的学者们帮助重新找到这个失踪天体。德国大数学家高斯闻讯后，立刻着手进行计算。高斯发明了一种根据三次观测的资料求解行星近似轨道的新方法，并且根据这种新方法很快解决了这一问题，致用几天就完成了计算，后来天文学家们果然在高斯预测的位置附近重新观察到了这颗行星。而高斯的方法，从此以后也在天文学中得到广泛应用。
这个新发现的天体，后来被确认是一个位于木星和火星之间的行星，并被命名为谷神星。但是，很快人们就发现，在火星和木星之间，存在着许多类似的天体，由于它们都不是很大，因此被统称为小行星。不过，曾经在小行星的搜寻中发挥过重要所用的提丢斯•波德定则，后来反而很少有人再相信。这是因为1846年发现的海王星就已经不符合提丢斯•波德定则（计算值38.8，实际距离30.1104天文单位）。有人认为，提丢斯•波德定则可能反映了太阳系动力学上的一些特征，但如何解释，以及如何看待反常现象，都难以解决，因此在为小行星的发现作出重大贡献之后，提丢斯•波德定则也就逐渐淡出了历史舞台。
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关于行星距离的规律。又称波得定则。 1766年由德国的J.D.提丢斯首先提出经验关系 ，1772年德国的J.E.波得公开发表所总结的公式：an＝0.4＋0.3×2n-2，式中an是以天文单位表示的第n颗行星离太阳的平均距离，n是离太阳由近及远的次序（但水星n＝－∞为例外）。1781年发现的天王星正符合n＝8的位置上 ，因而促使人们去寻找n＝5的天体，1801年果然发现了小行星（与a5＝2.8相符）。但波得的公式物理意义不明，而1846年发现的海王星、1930年发现的冥王星与该式的偏离很大，故许多人至今持否定态度，认为充其量不过是帮助记忆的经验式。随着研究的深入，已提出了许多种行星距离公式，更常用的形式为an+1∶an＝β（β为与行星质量有关的常数）。而且在一些卫星系统中，规则卫星也同样存在着类似关系。该定则的物理意义还有待进一步的探讨。
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【【天文单位】】简介：
———————— 天文单位（英文：Astronomical Unit，简写AU）是一个长度的单位，约等于地球跟太阳的平均距离。天文常数之一。天文学中测量距离，特别是测量太阳系内天体之间的距离的基本单位，地球到太阳的平均距离为一个天文单位。 一天文单位约等于1.496亿千米。 1976年，国际天文学联会把一天文单位定义为一颗质量可忽略、公转轨道不受干扰而且公转周期为365.2568983日（即一高斯年）的粒子与一个质量相等约一个太阳的物体的距离。当前被接受的天文单位是149,597,870,691±30米（约一亿五千万公里或9300万英里）。
当最初开始使用天文单位的时候，它的实际大小并不是很清楚，但行星的距离却可以藉著日心几何及行星运动法则以天文单位作单位来计算出来。后来天文单位的实际大小终透过视差，以及近代用雷达来准确地找到。虽然如此，因为引力常数的不确定（只有五、六个有效位），太阳的质量并不能够很准确。如果计算行星位置时使用国际单位，其精确度在单位换算的过程中难免会降低。所以这些计算通常以太阳质量和天文单位作单位，而不用公斤和公里。
一个天文单位的距离，。相当于地球到太阳的平均距离，约1.496×10^8km
在生活中，常用“天文单位”（天文数字）来形容一个非常大的数……
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历史推导
天文常数之一。天文学中测量距离，特别是测量太阳系内天体之间的距离的基本单位，以A表示。
1938年以前，天文单位是指在没有大行星摄动作用(见摄动理论)下，从地月系质心到太阳的平均距离,或者说，它是地月系质心绕太阳公转的无摄动椭圆轨道的半长径。根据开普勒定律，在高斯引力常数k、太阳质量S、地月系质量m、地月系到太阳的平均距离A和地球绕太阳公转周期T之间有如下关系：[1]
当取太阳质量为天文质量单位（即取S=1）、地月系到太阳的平均距离为天文距离单位(即取A=1)时,高斯根据当时的不很精确的T和m/S值,算得k=0.01720209895。1938年第六届国际天文学联合会决定把k值固定下来,不再改变。根据这个k值，当取S=1、A=1和m=0时，就可以算出T值为365.2568983263历书日。
由此，可以把天文单位的定义改为：当公转周期为365.2568983263历书日时，一个假想的、质量为零的无摄动行星的椭圆轨道的半长径，等于一个天文单位。根据准确的 T值和m/S值，可以算出地月系统日公转轨道的半长径为1.00000003天文单位。由于地球运动受其他天体摄动的影响，日地平均距离实际为1.0000000236天文单位。
二十世纪六十年代以前，天文单位是根据测定太阳视差π⊙推导出来的。在纽康的天文常数系统中太阳视差π⊙=8奖80，相应的天文单位的长度等于149,500,000公里。二十世纪六十年代起,雷达天文取得了精确的结果。于是，天文单位根据光速c和单位距离光行时τA来导出,1964年国际天文学联合会天文常数系统取 A为149,600×10米，把它作为基础常数。
此值从1968年开始，一直要使用到1983年。1976年国际天文学联合会天文常数系统取 A为1.49597870×10米，把它改为导出常数,此值将从1984年起统一采用。
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计算
在1976年天文常数系统中定义为在499.004782秒内光在真空中传播的距离。其值为1.49597870×10^11米（^表示幂）。1天文单位等于1.58129×10^(-5)光年，或4.84813×10^(-6)秒差距。
光年(ly) 光年是长度的单位，而非时间单位。光年就是光在真空中一年时间走过的距离。
光在真空中的速度是恒定不变的（速度是约30万公里/秒）。
1ly=9.46x10^12km
秒差距（pc） 1pc指的是从某天体看太阳系在一年阿富汗正交于视线上1AU所张的角度为1〃。
1pc=2.06×105AU=3.26ly
1PC约等于30835997962819660.8米
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计算方法
天文学家利用三角视差法、分光视差法、星团视差法、统计视差法、造父视差法和力学视差法等，测定恒星与我们的距离。恒星距离的测定，对研究恒星的空间位置、求得恒星的光度和运动速度等，均有重要的意义。
离太阳距离在16光年以内的有50多颗恒星。其中最近的是半人马座比邻星，距太阳约4．2光年，大约是40万亿千米。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=9.461012千米），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 造父视差法又叫标准烛光法。
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光度，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 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。
例子
冥王星距离太阳39.5天文单位。
木星距离太阳5.2天文单位。
参宿四的平均直径为2.57天文单位。
月球距离地球0.0026天文单位。
与其他单位的大约换算值
1天文距离单位(AU)=1.49597870×10^11米 = 149,600,000公里 = 92,960,000英里 = 490,800,000,000英尺
1光年（ly)=9.4605536×10^15米=63239.8天文距离单位
1秒差距(PC)=3.085678×10^16米=206264.8天文距离单位=3.261631光年
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温馨提示：内容为网友见解，仅供参考
第1个回答 2012-09-15
百科看吧..挺全的，简单就是指太阳到地球的平均距离是一个天文单位
提丢斯—波德定则所用的单位是“天文单位”,该“天文单位”是
不过,曾经在小行星的搜寻中发挥过重要所用的提丢斯•波德定则,后来反而很少有人再相信。这是因为1846年发现的海王星就已经不符合提丢斯•波德定则(计算值38.8,实际距离30.1104天文单位)。有人认为,提丢斯•波德定则可能反映了太阳系动力学上的一些特征,但如何解释,以及如何看待反常现象,都难以解决,因此在为小行...
什么是提丢斯—波得定则?
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提丢斯-波得定则公式
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提丢斯波得定则为什么以日地距离为一个天文单位?
人总是会以身边最容易得到的东西作为基本尺度来做，比如我们就以步为单位称为尺。日地距离是最直接并容易获得的较大的天文单位，地月距离太小，太阳系其他行星不容易观测，其他恒星又太远，因此以日地距离做基本天文单位是最合适的
波得提丢斯-波得定则
波得提丢斯-波得定则是天文学中的一种经验法则，用于估算行星与太阳的平均距离。它的操作方法是取数列0、3、6、12、24、48、96...，每项加4后再除以10。例如，水星的定则数值（0+4）÷ 10约等于0.4，表示其与太阳的平均距离大约为0.39天文单位。这个规则在当时已知行星（至土星）的轨道验证中...
提丢斯-波得定则意义
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早在1772年，德国天文学家波得在他编写的《星空研究指南》一书中，总结并发表了6年前由一位德国物理学教授提丢斯提出的一条关于行星距离的定则。定则的主要内容是这样的：取得0，3，6，12，24，48，96...这么一个数列，每个数字加上4再用10来除，就得出了各行星到太阳实际距离的近似值。如：水星...
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