學條例量距離

A. 地球到月球的距離是多少，地球到月球的距離測量方法

地球到月球的平均距離是384,400千米 。月球離地球近地點距離 為 35.7萬 千米
(就是地表到月表);距離地球最遠的遠地點距離為40.6萬千米(就是加上月球與地球的直徑)。
月球是離我們地球最近的星球。平常月亮距離地球大概是40多萬公里，由於月球環繞地球運行是一個以一個軸心為主的橢圓形的軌道，因此，月球距離地球最遠比最近時多5萬公里。同樣是滿月，月球距離地球最近比最遠時，月亮的視直徑大14%，視面積大30%。
月光從月球傳到地球的時間只要1.3秒，也就是說只眨了下眼的功夫。可是這么短的時間，它的路程卻有38萬多千米。並且月球軌道以3.8cm/a的速度向外偏移，也就是以每年3.8厘米的速度遠離地球而去。

古人測量地球到月球的方法：

古人最早測量地月距是通過肉眼觀察進行大概的測量，最早測定月地距離的人是伊巴谷，其在公元前180年左右出生於小亞細亞，也就是今天的土耳其。

伊巴谷發明了一種「瞄準器」，一根約兩米長的木桿上，有溝槽可容一個擋板在其中滑動，在木桿的一端豎立一塊有小孔的板，人眼從小孔中觀察星體，同時滑動擋板，使它剛好遮住目標。根據擋板與小孔之間的距離及擋板的寬度，就可以算出被測物體的相對大小，或星空中兩點的視距離。

他還發明了一種星盤，可以測天體的方位和高度。人們還傳說他製作過一個天球儀，刻在上面的恆星數目比他列在星表上的還多。還是讓我們欣賞伊巴谷是如何測量日、月、地三天體的距離的。

他觀測了一次日食，同埃拉托色尼一樣，他也需要兩個地點的觀測數據。在土耳其附近，人們看到了日全食;而在經度接近而緯度不同的亞歷山大城，只能看到日偏食，月球最大遮住了太陽的4/5。

由此，他推算出了月球的視差，他也將太陽光處理為平行照射到地球上。他的計算結果是，月球直徑是地球的三分之一，月地距離是地球半徑的60.5倍。第一個數據偏大了一點，對於第二個數據，按照現在的測量結果，月地距離是地球半徑的60.34倍。由於埃拉托色尼已經給出了地球半徑的數據，於是伊巴谷得到了月地距離的真實數據。

讓我們替伊巴谷算一下：38400×60.5/(2×3.14)=37萬千米。現代的月地距離數據是38萬千米。2100多年前的祖先，手持木桿，單憑一雙肉眼，就得到如此准確的數據，面對這樣的結果，我們後人實在是沒有什麼可驕傲的，我們發明出來的令人眼花繚亂的「先進」技術，只是反映出我們理性思考的貧乏和虛弱罷了。

伊巴谷的太陽數據誤差較大，主要還是受阿里斯塔克的數據影響。伊巴谷算出的太陽直徑是地球直徑的12倍多，而實際太陽直徑超出地球達百倍之多;他的日地距離是地球半徑的2500倍，而實際是兩萬多倍。

科學家測量地球到月球的距離的方法：

1、三角法

比如說地球在春分點和秋分點時分別觀測一顆恆星對地球的角度，然後以公轉軌道半徑為基線，算出它距地球的距離

對於較近的天體(500光年以內)採用三角法測距。
500--10萬光年的天體採用光度法確定距離。10萬光年以外天文學家找到了造父變星作為標准，可達5億光年的范圍。
更遠的距離是用觀測到的紅移量，依據哈勃定理推算出來的。
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。

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。

3、激光測量

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。
列如：

用激光測距儀測量從地球到月球的距離。激光的傳播速度為3×108m/s，在激光從地球發射到月球後再反射回地球的過程中，所需時間為2.56s，求地球到月球的距離。

s=v.t/2=3乘10的8次方乘2.56/2=384000000米=38.4萬

科學家們所用的這種精細測量地月距離的新設備叫做「阿帕奇月球激光測量儀」(英文簡稱APPOLLO，和「阿波羅」同名)。為了達到期望的精度，來往於地月之間的激光脈沖計時精度必須達到幾皮秒(1皮秒等於百億分之一秒)的水準。由於光速是已知的，因此通過測量激光脈沖在地月之間(准確地說是在「阿帕奇月球激光測量儀」和安放在月球表面的反射陣列之間)往來的時間就可以求得兩點之間的精確距離。

B. 如何測定地球到月球的距離(方法多種)

一般是用三角法，比如說地球在春分點和秋分點時分別觀測一顆恆星對地球的角度，然後以公轉軌道半徑為基線，算出它距地球的距離
對於較近的天體（500光年以內）採用三角法測距。
500－－10萬光年的天體採用光度法確定距離。
10萬光年以外天文學家找到了造父變星作為標准，可達5億光年的范圍。
更遠的距離是用觀測到的紅移量，依據哈勃定理推算出來的。
參考資料：吳國盛 《科學的歷程》
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

C. 測定距離的方法有哪3種

一般是用三角法，比如說地球在春分點和秋分點時分別觀測一顆恆星對地球的角度，然後以公轉軌道半徑為基線，算出它距地球的距離

對於較近的天體（500光年以內）採用三角法測距。
500－－10萬光年的天體採用光度法確定距離。
10萬光年以外天文學家找到了造父變星作為標准，可達5億光年的范圍。
更遠的距離是用觀測到的紅移量，依據哈勃定理推算出來的。
參考資料：吳國盛 《科學的歷程》

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。

D. 怎樣測量星系之間的距離

出了太陽系,可以用以下方法：（太陽系內可以用雷達波、激光反射等方法）
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

E. 公路與房屋的安全距離怎麼測量

在我國所有的土地都是屬於國有的也就是所有土地我們只有使用權,而所有權是全部歸國家所有的.

所以在進行高速公路規劃設計的時候,更多的考慮是高速公路功能的實現,比如說高速公路建設的高程以及線形等來考慮和確定路線.因為只要是
當然在此期間會考慮到盡量避免對地方的影響,因為即便所有權是國家的但還要考慮資金的要求也就是考慮拆遷的補償費的問題,在城市所考慮的就是三桿拆遷或者升遷的問題以及房屋補償費和周轉補償的問題.在農村就考慮除上述要求外的什麼青苗補償的問題.

換句話所,少見因房子考慮路,主要是因路考慮房子的位置.

所以在我國的公路法以及高速公路的條例(公安和交通都有)還有各個省市的高速公路管理條例都規定了房屋離公路的距離.

具體是這樣的,為了保證國家路網的需要公路兩側都有一個建築控制區,一般規定是高速公路兩側30米,重要構築物如橋梁的兩側是50米.在這個范圍以內是不能有房屋即永久性建築的,具體的測量就是以高速公路隔離網向外量的.

F. 天文學上怎麼測星星之間的距離的

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10000多顆恆星。

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.

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

哈勃指出天體紅移與距離有關：Z = Hd /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。

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。

G. 現代科學家使用什麼辦法，去測量恆星距離和數量

宇宙究竟有多大？

我們知道宇宙很大，但究竟有多大，其實我們是沒有概念的。

所以宇宙有多大呢？如果把地球想像成一粒沙，銀河系就是一棟樓的十倍那麼大的存在，如果把銀河系想像成一粒沙，宇宙將是一棟樓那麼大。

H. 距離測量的方法主要有哪些

1.根據測量條件分為
（1）等精度測量：用相同儀表與測量方法對同一被測量進行多次重復測量
（2）不等精度測量：用不同精度的儀表或不同的測量方法, 或在環境條件相差很大時對同一被測量進行多次重復測量
2.根據被測量變化的快慢分為
（1）靜態測量
（2）動態測量
1.直接測量法：不必測量與被測量有函數關系的其他量，而能直接得到被測量值的測量方法。
2.間接測量法：通過測量與被測量有函數關系的其他量來得到被測量值的測量方法。
3.定義測量法：根據量的定義來確定該量的測量方法。
4.靜態測量方法：確定可以認為不隨時間變化的量值的測量方法。
5.動態測量方法：確定隨時間變化量值的瞬間量值的測定方法。
6.直接比較測量法：將被測量直接與已知其值的同種量相比較的測量方法。
7.微差測量法：將被測量與只有微小差別的已知同等量相比較，通過測量這兩個量值間的差值來確定被測量值的測量方法。

在簡易測繪中測量距離最為重要，方法也最多。揀些最簡單實用的講一講。
1.步測
每人都有一副靈便的尺子，隨時帶在身邊，使用起來十分方便。這副尺子就是我們的雙腳。用雙腳測量距離，首先要知道自己的步子有多大?走的快慢有個譜。不然，也是測不準確的。《隊列條令》上對步子的大小有個規定，齊步走時，一單步長七十五厘米，走兩單步為一復步，一復步長一米五；行進速度每分鍾一百二十單步。

為啥規定步長一米五，步速每分鍾一百二十單步呢?這是根據經驗得來的。無數次測驗的結果說明：一個成年人的步長，大約等於他眼睛距離地面高度的一半，例如某人從腳根到眼睛的高度是150厘米，他的步長就是75厘米。如果你有興趣的話，不妨自己量量看。
還有一個經驗：我們每小時能走的公里數，恰與每三秒鍾內所邁的步數相同。例如，你平均三秒鍾能走五單步，那每小時你就可以走五公里。不信，也可以試一試。
這兩個經驗，只是個大概數，對每個人來說，不會一點不差，這里有個步長是否均勻，快慢能否保持一致的問題。要想准確地測定距離，就要經常練習自己的步長和步速。
怎麼練習呢?連隊不是天天出操、練步法嗎?這就是練習步長和步速的極好機會。
還有個練習的辦法，在公路上，每隔一公里就有一塊里程碑，你可以經常用步子走一走，算算步數，看看時間，反復體會自己的步長和速度。
掌握了自己的步長和步速，步測就算學會了。步測時，只要記清復步數或時間，就能算出距離。例如，知道自己的復步長1.5米，數得某段距離是540復步，這段距離就是：540×1.5米=810米。若知道自己的步速是每分鍾走54復步，走了10分鍾，也可以算出這段距離是：54×10=540復步，540×1.5米=810米。根據復步與米數的關系，我們把這個計算方法簡化為一句話："復步數加復步數之半，等於距離。"就能很快地算出距離來。
2.目測
人的眼睛是天生的測量"儀器"，它既可以看近，近到自己的鼻子尖，又能看遠，遠到宇宙太空的天體。用眼睛測量距離，雖然不能測出非常准確的數值，但是，只要經過勤學苦練，還是可以測得比較准確的。在我軍炮兵部隊中，有許多同志練出了一手過硬的目測本領，他們能在幾秒鍾內，准確地目測出幾千米以內的距離，活象是一部測距機。
怎樣用眼睛測量物體的距離呢?
人的視力是相對穩定的，隨著物體的遠近不同，視覺也不斷地起變化，物體的距離近，視覺清楚，物體的距離遠，視覺就模糊。
而物體的形狀都有一定規律的，各種不同物體的遠近不同，它們的清晰程度也不一樣。我們練習目測，就是要注意觀察、體會各種物體在不同距離上的清晰程度。觀察的多了，印象深了，就可以根據所觀察到的物體形態，目測出它的距離來。例如當一個人從遠處走來，離你2000米時，你看他只是一個黑點；離你1000米時，你看他身體上下一般粗；500米時，能分辨出頭、肩和四肢；離200米時，能分辯出他們的面孔、衣服顏色和裝具。
這種目測距離的本領，主要得*自己親身去體會才能學到手。別人的經驗，對你並不是完全適用的，下面這個表裡列的數據，是在一般情況下，正常人眼力觀察的經驗，只能供同志們參考。
不同距離上不同目標的清晰程度
距離(米)分辨目標清晰程度
100人臉特徵、手關節、步兵火器外部零件。
150-170衣服的紐扣、水壺、裝備的細小部分。
200房頂上的瓦片、樹葉、鐵絲。
250-300牆可見縫，瓦能數溝；人臉五官不清；衣服、輕機槍、步槍的顏色可分。
400人臉不清，頭肩可分。
500門見開關，窗見格，瓦溝條條分不清；人頭肩不清，男女可分。
700瓦面成絲；窗見襯；行人邁腿分左右，手肘分不清。
1000房屋輪廓清楚，瓦片亂，門成方塊窗襯消；人體上下一般粗。
1500瓦面平光，窗成洞；行人似蠕動，動作分不清。
2000窗是黑影，門成洞；人成小黑點，停、動分不清。
3000房屋模糊，門難辨，房上煙囪還可見。
你覺得根據目標的清晰程度判斷距離沒有把握時，還可以利用與現地的已知距離，相互進行比較，有比較才能判定。比如，兩電線桿之間的距離，一般為五十米，如果觀測目標附近有電線桿，就可以將觀測的物體與電引桿間隔比較，然後再判定。現地沒有距離比較時，就用平時自己較熟悉的50米、100米、200米、500米等基本距離，經過反復回憶比較後再判定。如果要測的距離較長，可以分段比較，爾後推算全長。
由於天候、陽光、物體顏色和觀察位置、角度的不同，眼睛的分辨力常會受到影響，目測的距離就會產生誤差。
晴天：面向陽光觀測，眼睛受到光線的刺激，視力會減弱，容易把物體測遠了；如背向陽光觀測，眼睛不受光線刺激，物體被陽光照射得清晰明亮，容易把物體測近了。
陰天或早晚天色較暗時：能見度減弱，物體顯得模糊，容易把目標測遠了。
雨後：空氣清新，物體顏色鮮明，又容易把目標測近了。
在開闊地形上目測，或隔著水面、溝谷觀察，或從高處往低處觀察，都容易把目標測近了。
應根據各種具體情況，經過艱苦練習，反復體會，摸出自己的經驗。俗話說："熟能生巧"，練得多，體會深，經驗豐富了，就能比較准確地目測出物體的距離來。
3.用步槍測
我們手中的半自動步槍、沖鋒槍、輕機槍等，都是消滅敵人的武器；可是在簡易測繪上又有它的新用途，它既是武器又是一具出色的測距"儀器"，使用起來迅速方便。在你對敵人射擊，進行瞄準的同時，就能測出距離來，這對於選定標尺分劃和瞄準點來說，是非常及時適用的。
武器怎麼還能測量距離呢?
這是根據準星的寬度能遮蓋目標的情況計算出來的，所以叫準星覆蓋法。工廠里製造武器，都是有一定尺寸的，如準星的寬度是2毫米，瞄準時眼睛到準星的距離，各種武器都可以直接量出(如半自動步槍為74厘米)。目標(主要是人體)的寬度一般是50厘米。這樣，根據相似三角形成比例的道理，就可以計算出各種武器在不同距離上準星寬度與目標(人體)寬度的關系。根據計算，當準星寬度恰好能遮住一個人體時，各咱武器的距離分別是：半自動步槍200米，沖鋒槍160米，輕機槍170米；若遮住半個人體，就是它們距離的一半，即100米、80米和85米；若準星的一半就能遮住一個人體，那就是它們距離的一倍，即400米、320米和340米了。所以，只要記住準星遮蓋目標的情況，就能立即估出距離來。
4.用指北針測
指北針不但能給東西南北方向，還能告訴你到目標的距離。
工廠在設計製造指北針時，就已經考慮到用它測量距離的問題了。打開指北針，你馬上就能發現有準星、照門。準星座兩側尖端的寬度恰好是準星座到照門距離的十分之一。準星座就是估計判定距離的，所以叫"距離估定器"。
測量距離時，將指北針放平，用右眼通過照門、準星觀察目標，記住距離估定器照準現地的寬度，然後目測現地的寬度，並將該寬度乘以10，就是到目標的距離。若目標太窄也可以用估定器的一半照準，則應乘以20。
例如，測得敵坦克約為估定器的一半，已知敵坦克長約7米，則可以算出到坦克的距離為：7米×20=140米。
5.用臂長尺測
人都有一雙胳臂，如果問他：你的臂有多長?他可能搖頭說沒量過。若要再問"臂長尺"是怎麼回事?恐怕就更無法回答了。這是因為他還不知道自己的胳臂還能測距離。其實，說開了，臂長尺就是一支刻有分劃的鉛筆(或木條)。可是和手臂一結合起來，就變成一具非常靈活方便的測距"儀器"了。
鉛筆上的分劃，是按每個人臂長(手臂向前平伸，從眼睛到拇指虎口的距離)的百分之一為一個分劃刻畫的，所以叫臂長尺。比如，某人的臂長是60厘米，那麼臂長尺上的一個分劃就是6毫米。有了臂長尺，只要事先知道目標的大小，就可以用臂長尺測出距離。
那麼距離是怎樣計算的呢?前面已經說過，臂長尺上的每個分劃是臂長的百分之一，如果目標的高度(或寬度)佔一個分劃時，也正好是距離的百分之一，占兩個分劃，就是百分之二。這樣，根據相似三角形成比例的道理，距離：目標高度(間隔)=100(臂長)∶分劃數(臂長尺)，就可以得出求距離的公式：
距離=高度(間隔)×100分劃數
例如：測得前方電話線桿的一個間隔，約5個分劃，我們知道一般電話線桿間隔是50米，那麼到電線桿的距離是：
50米×100=1000米。

I. 教育法律法規規定學校附近多少米不準開網吧

根據《互聯網上網服務營業場所管理條例》第九條規定中學、小學校園周圍200米范圍內和居民住宅樓（院）內不得設立互聯網上網服務營業場所。

第三十一條規定互聯網上網服務營業場所經營單位違反本條例的規定，有下列行為之一的，由文化行政部門給予警告，可以並處15000元以下的罰款；情節嚴重的，責令停業整頓，直至吊銷《網路文化經營許可證》：

（一）在規定的營業時間以外營業的；

（二）接納未成年人進入營業場所的；

（三）經營非網路游戲的；

（四）擅自停止實施經營管理技術措施的；

（五）未懸掛《網路文化經營許可證》或者未成年人禁入標志的。

(9)學條例量距離擴展閱讀：

案例：懷疑網吧離學校少於200米市民自掏腰包測量

中小學校周圍200米范圍以內禁止開辦網吧，這是文化部、工商總局以及公安部等部門出台的規定。近日，在南充市順慶實驗小學附近，有一家正在裝修的網吧。

經相關部門出示的距離測量報告顯示，該網吧距離小學200米以上。但附近的居民王先生卻不相信，他找到一家測量單位，對此距離進行了測量，結果是164.8米。

王先生的孩子現在就讀於南充市順慶實驗小學三年級。他親戚的孩子因為經常進網吧，耽誤了學習，讓他一直耿耿於懷。因此，他對這家小學附近新開的網吧特別在意。

對於相關部門測量的距離，王先生表示質疑，並找來一家勘測公司，對網吧至學校的距離進行了實地測量。

「從順慶實驗小學小學部後門到網吧的正門，測量出的距離為164.8米。」王先生介紹，開設網吧時需向文化部門申報，並由有資質的測繪公司測量距離，與最近的中小學距離超過200米，才允許經營。「為何在沒有達到標準的情況，還能申報成功。」

昨日，記者來到王先生說的這家網吧看到，一些工作人員正在施工，臨街一面開設了一個門，在離網吧不遠的地方就是南充市順慶實驗小學。「這個是後門，要往前走一百米左右才是正門。」一位家長告訴記者。

是否測量的數據真的存在問題呢？隨後，記者來到南充市順慶區文化和旅遊局，對此事進行調查了解。

該網吧在申報前，我們現場進行了測量。按規定，上網服務場所距中學、小學校園出入口最低交通行走距離不低於200米。」南充市順慶區文化和旅遊局相關負責人介紹，經測量，兩者之間的距離在200米以上。「網吧申報時，開設的大門在側面，並不是該市民測量的點。

同時，該負責人稱，市民測量的那個點是一個「水吧」，並不是網吧的正門，網吧開設的們在側面。「這家網吧審批時，也是將門開在側面。昨日我們去現場查勘了情況發現，網吧與水吧之間沒有隔開，對於這樣的情況，我們也是要求其將其隔斷。如果開業後，沒有按照我們審批的執行，將對其處罰。」