学条例量距离

A. 地球到月球的距离是多少，地球到月球的距离测量方法

地球到月球的平均距离是384,400千米 。月球离地球近地点距离 为 35.7万 千米
(就是地表到月表);距离地球最远的远地点距离为40.6万千米(就是加上月球与地球的直径)。
月球是离我们地球最近的星球。平常月亮距离地球大概是40多万公里，由于月球环绕地球运行是一个以一个轴心为主的椭圆形的轨道，因此，月球距离地球最远比最近时多5万公里。同样是满月，月球距离地球最近比最远时，月亮的视直径大14%，视面积大30%。
月光从月球传到地球的时间只要1.3秒，也就是说只眨了下眼的功夫。可是这么短的时间，它的路程却有38万多千米。并且月球轨道以3.8cm/a的速度向外偏移，也就是以每年3.8厘米的速度远离地球而去。

古人测量地球到月球的方法：

古人最早测量地月距是通过肉眼观察进行大概的测量，最早测定月地距离的人是伊巴谷，其在公元前180年左右出生于小亚细亚，也就是今天的土耳其。

伊巴谷发明了一种“瞄准器”，一根约两米长的木杆上，有沟槽可容一个挡板在其中滑动，在木杆的一端竖立一块有小孔的板，人眼从小孔中观察星体，同时滑动挡板，使它刚好遮住目标。根据挡板与小孔之间的距离及挡板的宽度，就可以算出被测物体的相对大小，或星空中两点的视距离。

他还发明了一种星盘，可以测天体的方位和高度。人们还传说他制作过一个天球仪，刻在上面的恒星数目比他列在星表上的还多。还是让我们欣赏伊巴谷是如何测量日、月、地三天体的距离的。

他观测了一次日食，同埃拉托色尼一样，他也需要两个地点的观测数据。在土耳其附近，人们看到了日全食;而在经度接近而纬度不同的亚历山大城，只能看到日偏食，月球最大遮住了太阳的4/5。

由此，他推算出了月球的视差，他也将太阳光处理为平行照射到地球上。他的计算结果是，月球直径是地球的三分之一，月地距离是地球半径的60.5倍。第一个数据偏大了一点，对于第二个数据，按照现在的测量结果，月地距离是地球半径的60.34倍。由于埃拉托色尼已经给出了地球半径的数据，于是伊巴谷得到了月地距离的真实数据。

让我们替伊巴谷算一下：38400×60.5/(2×3.14)=37万千米。现代的月地距离数据是38万千米。2100多年前的祖先，手持木杆，单凭一双肉眼，就得到如此准确的数据，面对这样的结果，我们后人实在是没有什么可骄傲的，我们发明出来的令人眼花缭乱的“先进”技术，只是反映出我们理性思考的贫乏和虚弱罢了。

伊巴谷的太阳数据误差较大，主要还是受阿里斯塔克的数据影响。伊巴谷算出的太阳直径是地球直径的12倍多，而实际太阳直径超出地球达百倍之多;他的日地距离是地球半径的2500倍，而实际是两万多倍。

科学家测量地球到月球的距离的方法：

1、三角法

比如说地球在春分点和秋分点时分别观测一颗恒星对地球的角度，然后以公转轨道半径为基线，算出它距地球的距离

对于较近的天体(500光年以内)采用三角法测距。
500--10万光年的天体采用光度法确定距离。10万光年以外天文学家找到了造父变星作为标准，可达5亿光年的范围。
更远的距离是用观测到的红移量，依据哈勃定理推算出来的。
月球是距离我们最近的天体，天文学家们想了很多的办法测量它的远近，但都没有得到满意的结果。科学的测量直到18世纪(1715年至1753年)才由法国天文学家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的学生拉朗德(Larand)用三角视差法得以实现。他们的结果是月球与地球之间的平均距离大约为地球半径的60倍，这与现代测定的数值(384401千米)很接近。

2、光谱在天文研究中的应用

人类一直想了解天体的物理、化学性状。这种愿望只有在光谱分析应用于天文后才成为可能并由此而导致了天体物理学的诞生和发展。通过光谱分析可以：(1)确定天体的化学组成;(2)确定恒星的温度;(3)确定恒星的压力;(4)测定恒星的磁场;(5)确定天体的视向速度和自转等等。

3、激光测量

雷达技术诞生后，人们又用雷达测定月球距离。激光技术问世后，人们利用激光的方向性好，光束集中，单色性强等特点来测量月球的距离。测量精度可以达到厘米量级。
列如：

用激光测距仪测量从地球到月球的距离。激光的传播速度为3×108m/s，在激光从地球发射到月球后再反射回地球的过程中，所需时间为2.56s，求地球到月球的距离。

s=v.t/2=3乘10的8次方乘2.56/2=384000000米=38.4万

科学家们所用的这种精细测量地月距离的新设备叫做“阿帕奇月球激光测量仪”(英文简称APPOLLO，和“阿波罗”同名)。为了达到期望的精度，来往于地月之间的激光脉冲计时精度必须达到几皮秒(1皮秒等于百亿分之一秒)的水准。由于光速是已知的，因此通过测量激光脉冲在地月之间(准确地说是在“阿帕奇月球激光测量仪”和安放在月球表面的反射阵列之间)往来的时间就可以求得两点之间的精确距离。

B. 如何测定地球到月球的距离(方法多种)

一般是用三角法，比如说地球在春分点和秋分点时分别观测一颗恒星对地球的角度，然后以公转轨道半径为基线，算出它距地球的距离
对于较近的天体（500光年以内）采用三角法测距。
500－－10万光年的天体采用光度法确定距离。
10万光年以外天文学家找到了造父变星作为标准，可达5亿光年的范围。
更远的距离是用观测到的红移量，依据哈勃定理推算出来的。
参考资料：吴国盛 《科学的历程》
同的天体距离要有不同的方法，摘抄如下：
天体测量方法
2.2.2光谱在天文研究中的应用
人类一直想了解天体的物理、化学性状。这种愿望只有在光谱分析应用于天文后才成为可能并由此而导致了天体物理学的诞生和发展。通过光谱分析可以：(1)确定天体的化学组成；(2)确定恒星的温度；(3)确定恒星的压力；(4)测定恒星的磁场；(5)确定天体的视向速度和自转等等。
2.3天体距离的测定
人们总希望知道天体离我们有多远，天体距离的测量也一直是天文学家们的任务。不同远近的天体可以采不同的测量方法。随着科学技术的发展，测定天体距离的手段也越来越先进。由于天空的广袤无垠，所使用测量距离单位也特别。天文距离单位通常有天文单位(AU)、光年(ly)和秒差距(pc)三种。
2.3.1月球与地球的距离
月球是距离我们最近的天体，天文学家们想了很多的办法测量它的远近，但都没有得到满意的结果。科学的测量直到18世纪（1715年至1753年）才由法国天文学家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的学生拉朗德(Larand)用三角视差法得以实现。他们的结果是月球与地球之间的平均距离大约为地球半径的60倍，这与现代测定的数值（384401千米）很接近。
雷达技术诞生后，人们又用雷达测定月球距离。激光技术问世后，人们利用激光的方向性好，光束集中，单色性强等特点来测量月球的距离。测量精度可以达到厘米量级。
2.3.2太阳和行星的距离
地球绕太阳公转的轨道是椭圆，地球到太阳的距离是随时间不断变化的。通常所说的日地距离，是指地球轨道的半长轴，即为日地平均距离。天文学中把这个距离叫做一个“天文单位”(1AU)。1976年国际天文学联合会把一个天文单位的数值定为1.49597870×1011米，近似1.496亿千米。
太阳是一个炽热的气体球，测定太阳的距离不能像测定月球距离那样直接用三角视差法。早期测定太阳的距离是借助于离地球较近的火星或小行星。先用

C. 测定距离的方法有哪3种

一般是用三角法，比如说地球在春分点和秋分点时分别观测一颗恒星对地球的角度，然后以公转轨道半径为基线，算出它距地球的距离

对于较近的天体（500光年以内）采用三角法测距。
500－－10万光年的天体采用光度法确定距离。
10万光年以外天文学家找到了造父变星作为标准，可达5亿光年的范围。
更远的距离是用观测到的红移量，依据哈勃定理推算出来的。
参考资料：吴国盛 《科学的历程》

同的天体距离要有不同的方法，摘抄如下：

天体测量方法

2.2.2光谱在天文研究中的应用

人类一直想了解天体的物理、化学性状。这种愿望只有在光谱分析应用于天文后才成为可能并由此而导致了天体物理学的诞生和发展。通过光谱分析可以：(1)确定天体的化学组成；(2)确定恒星的温度；(3)确定恒星的压力；(4)测定恒星的磁场；(5)确定天体的视向速度和自转等等。

2.3天体距离的测定
人们总希望知道天体离我们有多远，天体距离的测量也一直是天文学家们的任务。不同远近的天体可以采不同的测量方法。随着科学技术的发展，测定天体距离的手段也越来越先进。由于天空的广袤无垠，所使用测量距离单位也特别。天文距离单位通常有天文单位(AU)、光年(ly)和秒差距(pc)三种。

2.3.1月球与地球的距离

月球是距离我们最近的天体，天文学家们想了很多的办法测量它的远近，但都没有得到满意的结果。科学的测量直到18世纪（1715年至1753年）才由法国天文学家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的学生拉朗德(Larand)用三角视差法得以实现。他们的结果是月球与地球之间的平均距离大约为地球半径的60倍，这与现代测定的数值（384401千米）很接近。

雷达技术诞生后，人们又用雷达测定月球距离。激光技术问世后，人们利用激光的方向性好，光束集中，单色性强等特点来测量月球的距离。测量精度可以达到厘米量级。

2.3.2太阳和行星的距离

地球绕太阳公转的轨道是椭圆，地球到太阳的距离是随时间不断变化的。通常所说的日地距离，是指地球轨道的半长轴，即为日地平均距离。天文学中把这个距离叫做一个“天文单位”(1AU)。1976年国际天文学联合会把一个天文单位的数值定为1.49597870×1011米，近似1.496亿千米。

太阳是一个炽热的气体球，测定太阳的距离不能像测定月球距离那样直接用三角视差法。早期测定太阳的距离是借助于离地球较近的火星或小行星。先用三角视差法测定火星或小行星的距离，再根据开普勒第三定律求太阳距离。1673年法国天文学家卡西尼(Dominique Cassini)首次利用火星大冲的机会测出了太阳的距离。

许多行星的距离也是由开普勒第三定律求得的，若以1AU为日地距离，“恒星年”为单位作为地球公转周期，便有：T2＝a3。若一个行星的公转周期被测出,就可以算出行星到太阳的距离。如水星的公转周期为0.241恒星年，则水星到太阳的距离为0.387天文单位(AU)。

2.2.3恒星的距离

由于恒星距离我们非常遥远，它们的距离测定非常困难。对不同远近的恒星，要用不同的方法测定。目前，已有很多种测定恒星距离的方法：

(1)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10,000多颗恒星。

天文学上的距离单位除天文单位（AU）、秒差距(pc)外，还有光年(ly)，即光在真空中一年所走过的距离，相当94605亿千米。三种距离单位的关系是：

1秒差距(pc)＝206265天文单位(AU)＝3.26光年＝3.09×1013千米

1光年(1y)＝0.307秒差距(pc)＝63240天文单位(Au)＝0.95×1013千米。

(2)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.

(3)造父周光关系测距法

大质量的恒星，当演化到晚期时，会呈现出不稳定的脉动现象，形成脉动变星。在这些脉动变星中，有一类脉动周期非常规则，中文名叫造父。造父是中国古代的星官名称。仙王座δ星中有一颗名为造父一，它是一颗亮度会发生变化的“变星”。变星的光变原因很多。造父一属于脉动变星一类。当它的星体膨胀时就显得亮些，体积缩小时就显得暗些。造父一的这种亮度变化很有规律，它的变化周期是5天8小时46分38秒钟，称为“光变周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同变化的变星，统称“造父变星”。

作者： haj520520 2005-5-21 18:44 回复此发言

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2 天体测量方法

1912 年美国一位女天文学家勒维特（Leavitt 1868--1921）研究小麦哲伦星系内的造父变星的星等与光变周期时发现：光变周期越长的恒星，其亮度就越大。这就是对后来测定恒星距离很有用的“周光关系”。目前在银河系内共发现了700多颗造父变星。许多河外星系的距离都是靠这个量天尺测量的。

(4)谱线红移测距法

20 世纪初，光谱研究发现几乎所有星系的都有红移现象。所谓红移是指观测到的谱线的波长(l)比相应的实验室测知的谱线的波长(l0)要长，而在光谱中红光的波长较长，因而把谱线向波长较长的方向的移动叫做光谱的红移，z=(l-l0)/ l0。1929年哈勃用2.5米大型望远镜观测到更多的河外星系，又发现星系距我们越远，其谱线红移量越大。

谱线红移的流行解释是大爆炸宇宙学说。哈勃指出天体红移与距离有关：Z = H*d /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。

D. 怎样测量星系之间的距离

出了太阳系,可以用以下方法：（太阳系内可以用雷达波、激光反射等方法）
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

E. 公路与房屋的安全距离怎么测量

在我国所有的土地都是属于国有的也就是所有土地我们只有使用权,而所有权是全部归国家所有的.

所以在进行高速公路规划设计的时候,更多的考虑是高速公路功能的实现,比如说高速公路建设的高程以及线形等来考虑和确定路线.因为只要是
当然在此期间会考虑到尽量避免对地方的影响,因为即便所有权是国家的但还要考虑资金的要求也就是考虑拆迁的补偿费的问题,在城市所考虑的就是三杆拆迁或者升迁的问题以及房屋补偿费和周转补偿的问题.在农村就考虑除上述要求外的什么青苗补偿的问题.

换句话所,少见因房子考虑路,主要是因路考虑房子的位置.

所以在我国的公路法以及高速公路的条例(公安和交通都有)还有各个省市的高速公路管理条例都规定了房屋离公路的距离.

具体是这样的,为了保证国家路网的需要公路两侧都有一个建筑控制区,一般规定是高速公路两侧30米,重要构筑物如桥梁的两侧是50米.在这个范围以内是不能有房屋即永久性建筑的,具体的测量就是以高速公路隔离网向外量的.

F. 天文学上怎么测星星之间的距离的

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<h0<1）为比例常数，称为哈勃常数。这就是著名的哈勃定律。

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。

G. 现代科学家使用什么办法，去测量恒星距离和数量

宇宙究竟有多大？

我们知道宇宙很大，但究竟有多大，其实我们是没有概念的。

所以宇宙有多大呢？如果把地球想象成一粒沙，银河系就是一栋楼的十倍那么大的存在，如果把银河系想象成一粒沙，宇宙将是一栋楼那么大。

H. 距离测量的方法主要有哪些

1.根据测量条件分为
（1）等精度测量：用相同仪表与测量方法对同一被测量进行多次重复测量
（2）不等精度测量：用不同精度的仪表或不同的测量方法, 或在环境条件相差很大时对同一被测量进行多次重复测量
2.根据被测量变化的快慢分为
（1）静态测量
（2）动态测量
1.直接测量法：不必测量与被测量有函数关系的其他量，而能直接得到被测量值的测量方法。
2.间接测量法：通过测量与被测量有函数关系的其他量来得到被测量值的测量方法。
3.定义测量法：根据量的定义来确定该量的测量方法。
4.静态测量方法：确定可以认为不随时间变化的量值的测量方法。
5.动态测量方法：确定随时间变化量值的瞬间量值的测定方法。
6.直接比较测量法：将被测量直接与已知其值的同种量相比较的测量方法。
7.微差测量法：将被测量与只有微小差别的已知同等量相比较，通过测量这两个量值间的差值来确定被测量值的测量方法。

在简易测绘中测量距离最为重要，方法也最多。拣些最简单实用的讲一讲。
1.步测
每人都有一副灵便的尺子，随时带在身边，使用起来十分方便。这副尺子就是我们的双脚。用双脚测量距离，首先要知道自己的步子有多大?走的快慢有个谱。不然，也是测不准确的。《队列条令》上对步子的大小有个规定，齐步走时，一单步长七十五厘米，走两单步为一复步，一复步长一米五；行进速度每分钟一百二十单步。

为啥规定步长一米五，步速每分钟一百二十单步呢?这是根据经验得来的。无数次测验的结果说明：一个成年人的步长，大约等于他眼睛距离地面高度的一半，例如某人从脚根到眼睛的高度是150厘米，他的步长就是75厘米。如果你有兴趣的话，不妨自己量量看。
还有一个经验：我们每小时能走的公里数，恰与每三秒钟内所迈的步数相同。例如，你平均三秒钟能走五单步，那每小时你就可以走五公里。不信，也可以试一试。
这两个经验，只是个大概数，对每个人来说，不会一点不差，这里有个步长是否均匀，快慢能否保持一致的问题。要想准确地测定距离，就要经常练习自己的步长和步速。
怎么练习呢?连队不是天天出操、练步法吗?这就是练习步长和步速的极好机会。
还有个练习的办法，在公路上，每隔一公里就有一块里程碑，你可以经常用步子走一走，算算步数，看看时间，反复体会自己的步长和速度。
掌握了自己的步长和步速，步测就算学会了。步测时，只要记清复步数或时间，就能算出距离。例如，知道自己的复步长1.5米，数得某段距离是540复步，这段距离就是：540×1.5米=810米。若知道自己的步速是每分钟走54复步，走了10分钟，也可以算出这段距离是：54×10=540复步，540×1.5米=810米。根据复步与米数的关系，我们把这个计算方法简化为一句话："复步数加复步数之半，等于距离。"就能很快地算出距离来。
2.目测
人的眼睛是天生的测量"仪器"，它既可以看近，近到自己的鼻子尖，又能看远，远到宇宙太空的天体。用眼睛测量距离，虽然不能测出非常准确的数值，但是，只要经过勤学苦练，还是可以测得比较准确的。在我军炮兵部队中，有许多同志练出了一手过硬的目测本领，他们能在几秒钟内，准确地目测出几千米以内的距离，活象是一部测距机。
怎样用眼睛测量物体的距离呢?
人的视力是相对稳定的，随着物体的远近不同，视觉也不断地起变化，物体的距离近，视觉清楚，物体的距离远，视觉就模糊。
而物体的形状都有一定规律的，各种不同物体的远近不同，它们的清晰程度也不一样。我们练习目测，就是要注意观察、体会各种物体在不同距离上的清晰程度。观察的多了，印象深了，就可以根据所观察到的物体形态，目测出它的距离来。例如当一个人从远处走来，离你2000米时，你看他只是一个黑点；离你1000米时，你看他身体上下一般粗；500米时，能分辨出头、肩和四肢；离200米时，能分辩出他们的面孔、衣服颜色和装具。
这种目测距离的本领，主要得*自己亲身去体会才能学到手。别人的经验，对你并不是完全适用的，下面这个表里列的数据，是在一般情况下，正常人眼力观察的经验，只能供同志们参考。
不同距离上不同目标的清晰程度
距离(米)分辨目标清晰程度
100人脸特征、手关节、步兵火器外部零件。
150-170衣服的纽扣、水壶、装备的细小部分。
200房顶上的瓦片、树叶、铁丝。
250-300墙可见缝，瓦能数沟；人脸五官不清；衣服、轻机枪、步枪的颜色可分。
400人脸不清，头肩可分。
500门见开关，窗见格，瓦沟条条分不清；人头肩不清，男女可分。
700瓦面成丝；窗见衬；行人迈腿分左右，手肘分不清。
1000房屋轮廓清楚，瓦片乱，门成方块窗衬消；人体上下一般粗。
1500瓦面平光，窗成洞；行人似蠕动，动作分不清。
2000窗是黑影，门成洞；人成小黑点，停、动分不清。
3000房屋模糊，门难辨，房上烟囱还可见。
你觉得根据目标的清晰程度判断距离没有把握时，还可以利用与现地的已知距离，相互进行比较，有比较才能判定。比如，两电线杆之间的距离，一般为五十米，如果观测目标附近有电线杆，就可以将观测的物体与电引杆间隔比较，然后再判定。现地没有距离比较时，就用平时自己较熟悉的50米、100米、200米、500米等基本距离，经过反复回忆比较后再判定。如果要测的距离较长，可以分段比较，尔后推算全长。
由于天候、阳光、物体颜色和观察位置、角度的不同，眼睛的分辨力常会受到影响，目测的距离就会产生误差。
晴天：面向阳光观测，眼睛受到光线的刺激，视力会减弱，容易把物体测远了；如背向阳光观测，眼睛不受光线刺激，物体被阳光照射得清晰明亮，容易把物体测近了。
阴天或早晚天色较暗时：能见度减弱，物体显得模糊，容易把目标测远了。
雨后：空气清新，物体颜色鲜明，又容易把目标测近了。
在开阔地形上目测，或隔着水面、沟谷观察，或从高处往低处观察，都容易把目标测近了。
应根据各种具体情况，经过艰苦练习，反复体会，摸出自己的经验。俗话说："熟能生巧"，练得多，体会深，经验丰富了，就能比较准确地目测出物体的距离来。
3.用步枪测
我们手中的半自动步枪、冲锋枪、轻机枪等，都是消灭敌人的武器；可是在简易测绘上又有它的新用途，它既是武器又是一具出色的测距"仪器"，使用起来迅速方便。在你对敌人射击，进行瞄准的同时，就能测出距离来，这对于选定标尺分划和瞄准点来说，是非常及时适用的。
武器怎么还能测量距离呢?
这是根据准星的宽度能遮盖目标的情况计算出来的，所以叫准星覆盖法。工厂里制造武器，都是有一定尺寸的，如准星的宽度是2毫米，瞄准时眼睛到准星的距离，各种武器都可以直接量出(如半自动步枪为74厘米)。目标(主要是人体)的宽度一般是50厘米。这样，根据相似三角形成比例的道理，就可以计算出各种武器在不同距离上准星宽度与目标(人体)宽度的关系。根据计算，当准星宽度恰好能遮住一个人体时，各咱武器的距离分别是：半自动步枪200米，冲锋枪160米，轻机枪170米；若遮住半个人体，就是它们距离的一半，即100米、80米和85米；若准星的一半就能遮住一个人体，那就是它们距离的一倍，即400米、320米和340米了。所以，只要记住准星遮盖目标的情况，就能立即估出距离来。
4.用指北针测
指北针不但能给东西南北方向，还能告诉你到目标的距离。
工厂在设计制造指北针时，就已经考虑到用它测量距离的问题了。打开指北针，你马上就能发现有准星、照门。准星座两侧尖端的宽度恰好是准星座到照门距离的十分之一。准星座就是估计判定距离的，所以叫"距离估定器"。
测量距离时，将指北针放平，用右眼通过照门、准星观察目标，记住距离估定器照准现地的宽度，然后目测现地的宽度，并将该宽度乘以10，就是到目标的距离。若目标太窄也可以用估定器的一半照准，则应乘以20。
例如，测得敌坦克约为估定器的一半，已知敌坦克长约7米，则可以算出到坦克的距离为：7米×20=140米。
5.用臂长尺测
人都有一双胳臂，如果问他：你的臂有多长?他可能摇头说没量过。若要再问"臂长尺"是怎么回事?恐怕就更无法回答了。这是因为他还不知道自己的胳臂还能测距离。其实，说开了，臂长尺就是一支刻有分划的铅笔(或木条)。可是和手臂一结合起来，就变成一具非常灵活方便的测距"仪器"了。
铅笔上的分划，是按每个人臂长(手臂向前平伸，从眼睛到拇指虎口的距离)的百分之一为一个分划刻画的，所以叫臂长尺。比如，某人的臂长是60厘米，那么臂长尺上的一个分划就是6毫米。有了臂长尺，只要事先知道目标的大小，就可以用臂长尺测出距离。
那么距离是怎样计算的呢?前面已经说过，臂长尺上的每个分划是臂长的百分之一，如果目标的高度(或宽度)占一个分划时，也正好是距离的百分之一，占两个分划，就是百分之二。这样，根据相似三角形成比例的道理，距离：目标高度(间隔)=100(臂长)∶分划数(臂长尺)，就可以得出求距离的公式：
距离=高度(间隔)×100分划数
例如：测得前方电话线杆的一个间隔，约5个分划，我们知道一般电话线杆间隔是50米，那么到电线杆的距离是：
50米×100=1000米。

I. 教育法律法规规定学校附近多少米不准开网吧

根据《互联网上网服务营业场所管理条例》第九条规定中学、小学校园周围200米范围内和居民住宅楼（院）内不得设立互联网上网服务营业场所。

第三十一条规定互联网上网服务营业场所经营单位违反本条例的规定，有下列行为之一的，由文化行政部门给予警告，可以并处15000元以下的罚款；情节严重的，责令停业整顿，直至吊销《网络文化经营许可证》：

（一）在规定的营业时间以外营业的；

（二）接纳未成年人进入营业场所的；

（三）经营非网络游戏的；

（四）擅自停止实施经营管理技术措施的；

（五）未悬挂《网络文化经营许可证》或者未成年人禁入标志的。

(9)学条例量距离扩展阅读：

案例：怀疑网吧离学校少于200米市民自掏腰包测量

中小学校周围200米范围以内禁止开办网吧，这是文化部、工商总局以及公安部等部门出台的规定。近日，在南充市顺庆实验小学附近，有一家正在装修的网吧。

经相关部门出示的距离测量报告显示，该网吧距离小学200米以上。但附近的居民王先生却不相信，他找到一家测量单位，对此距离进行了测量，结果是164.8米。

王先生的孩子现在就读于南充市顺庆实验小学三年级。他亲戚的孩子因为经常进网吧，耽误了学习，让他一直耿耿于怀。因此，他对这家小学附近新开的网吧特别在意。

对于相关部门测量的距离，王先生表示质疑，并找来一家勘测公司，对网吧至学校的距离进行了实地测量。

“从顺庆实验小学小学部后门到网吧的正门，测量出的距离为164.8米。”王先生介绍，开设网吧时需向文化部门申报，并由有资质的测绘公司测量距离，与最近的中小学距离超过200米，才允许经营。“为何在没有达到标准的情况，还能申报成功。”

昨日，记者来到王先生说的这家网吧看到，一些工作人员正在施工，临街一面开设了一个门，在离网吧不远的地方就是南充市顺庆实验小学。“这个是后门，要往前走一百米左右才是正门。”一位家长告诉记者。

是否测量的数据真的存在问题呢？随后，记者来到南充市顺庆区文化和旅游局，对此事进行调查了解。

该网吧在申报前，我们现场进行了测量。按规定，上网服务场所距中学、小学校园出入口最低交通行走距离不低于200米。”南充市顺庆区文化和旅游局相关负责人介绍，经测量，两者之间的距离在200米以上。“网吧申报时，开设的大门在侧面，并不是该市民测量的点。

同时，该负责人称，市民测量的那个点是一个“水吧”，并不是网吧的正门，网吧开设的们在侧面。“这家网吧审批时，也是将门开在侧面。昨日我们去现场查勘了情况发现，网吧与水吧之间没有隔开，对于这样的情况，我们也是要求其将其隔断。如果开业后，没有按照我们审批的执行，将对其处罚。”