引言：我们国家也有属于自己的导航系统，就是我们的北斗导航系统。你们知道北斗七星的位置是怎么确定的吗？接下来跟着小编一起去了解一下吧。

一、北斗七星的位置是怎么确定的

我们会知道北斗就是我们天空中的北斗七星，它是夜晚中你看到最闪耀的红星组合，而且北斗七星可以帮助我们找到方向找到北极星，所以我们就不会迷失方向，而找到自己想去的地方，找到回家的路。北斗导航系统是非常好的一个导航系统对于我国来说又是科技的一大进步。其实北斗七星的位置是通过一些恒星连接起来确定的，所以我们找到了北斗星就可以将一些重新给连接起来，这个时候我们会看到一颗比较大的红心，这颗恒星就叫作北极星。

我们在夜晚就可以认到回家的路，认出方向。北斗七星他也有属于自己的名字，组成北斗七星的7颗恒星，他们的名字叫作天书行天玄星天机行玉恒星天，全星开，阳星和瑶光行。他的名字都非常的好听，而且他们在天空中会有属于自己的形状，像一颗小勺子，所以他们离地球的距离都是不同的，所以它们的大小也是要分辨的。

二、北斗七星指明方向

而且我们在地球上看这些恒星，北斗七星是围绕着一颗恒星北极星转动的，所以人们就会有一条规律总结出来就是我们知道北斗七星它只变人们地球上的一年4季的开始。所以不论是春夏秋冬还是哪一个季节，北斗七星，它天空的位置就是在北极星的附近，而且它的斗口的天书星和一些天基型连线始终是会与北极星在一起，指向北极星唯一变化的就是一些毒品，因为他们会随着季节的变化指着不同的方向。

北斗七星顾名思义，它是由七颗星星组成的位于北部天空形状像是古代舀酒的斗（勺子） 一样的七颗星星。知道了名字的含义，我们只要在天空的北方寻找一组形状像是勺子的星象就找到北斗星了。

北斗七星的位置是在正北方，看见正北方的时候就可以找到北斗7星了。

根据当时的季节来确定，北斗七星不是每一个季节都会出现，北斗七星是一个勺子的形状。

通过季节来确定，可以让我们找到北斗七星，北斗七星的形状像一个勺子。

纬度是可以测量的,而经度怎么测量好象还确一点条件!

根据日期不同,我们知道,太阳在春分和秋分两天是直射赤道的，而冬至和夏至两天分别直射南回归线和北回归线.
春分3月21日
秋分9月23日
夏至日6月22日
冬至日12月22日
赤道 0纬度
南回归线 南纬 23°26′
北回归线 北纬 23°26′

测量纬度:
首先,根据当天的日期来确定太阳当天直射的纬度a,
(这个需要前面所列的知识来判定,自己想一想就能明白.)
其次,在正中午时测量本地的太阳高度角b,
那么,本地的纬度就是90+a-b,要想知道原因,自己话个图就能知道.

测量纬度:
这个前提是你要知道X经度当前的地方时间为t1,
再根据目前地点的地方时t2来计算,(t2要用当前时间的太阳高度来计算,不难,你想一想)
由t1,t2的差值就是两地的经度差Y,
然后用X再加上或减去Y(要看情况),就是本地经度.

那是瞎掰的吧，我就知道用六分仪可以测经纬，不过好像得用星星

用GPS

搞不明白就对了,去买个电子定位仪吧

你是指确定距离还是在天球上的坐标？
如果是天球上的坐标，可以用很多种坐标系来表示，例如天赤道坐标、黄道坐标、地平坐标、银道坐标等。
如果是确定距离，方法也有很多。当地球位于太阳两侧，也就是相隔半年的位置上测量远处恒星在天空背景上的移动，再利用地球的公转半径，是可以得出结果的。但这种方法只能测量距离比较近的恒星。对于距离比较远的天体，还可以用别的方法，例如当恒星远离我们时，多普勒效应会造成光谱红移，测量红移量也可以得出距离。又如，有一类恒星叫造父变星，它的特点是光变周期越长，绝对星等数值越小，也就是说，测量了它的光变周期，就可以得出其绝对星等，而目视星等和绝对星等间存在和距离相关的函数，也就是说，测量了造父变星的光变周期，就可以得出它的距离。这种方法常用在测量河外星系的距离上。因此造父变星有个外号叫“量天尺”。

你是指确定距离还是在天球上的坐标？
如果是天球上的坐标，可以用很多种坐标系来表示，例如天赤道坐标、黄道坐标、地平坐标、银道坐标等。
如果是确定距离，方法也有很多。当地球位于太阳两侧，也就是相隔半年的位置上测量远处恒星在天空背景上的移动，再利用地球的公转半径，是可以得出结果的。但这种方法只能测量距离比较近的恒星。对于距离比较远的天体，还可以用别的方法，例如当恒星远离我们时，多普勒效应会造成光谱红移，测量红移量也可以得出距离。又如，有一类恒星叫造父变星，它的特点是光变周期越长，绝对星等数值越小，也就是说，测量了它的光变周期，就可以得出其绝对星等，而目视星等和绝对星等间存在和距离相关的函数，也就是说，测量了造父变星的光变周期，就可以得出它的距离。这种方法常用在测量河外星系的距离上。因此造父变星有个外号叫“量天尺”。

你要的是在天球上的坐标吧？
就是量角度啰，跟地球仪一样的，也是经纬度。只不过坐标系不同而已。

人们总是说天上的星数不清，其实，凡是用肉眼能看见的星，还是可以数得清的。天文学家把天空的星星，按区域划分成88个星座。其中，北部天空（以天球赤道为界）有29个星座；南部天空有46个星座，跨天球赤道南北的有13个星座。只要我们有耐心，数完一个星座里面的星星，再数下一个星座，是能数清用肉眼能看得见的星星。据天文学家计算的结果：0等星6颗；1等星14颗；2等星46颗；3等星134颗；4等星458颗；5等星1476颗；6等星4840颗……总共不超过7000颗。如果我们借助望远镜，情况就不同了，哪怕用一台小型天文望远镜，也可以看到5万颗以上的星星。现代最大的天文望远镜能看到10亿颗以上的星星。其实，天上星星的数目还远不止这一些。宇宙是无穷无尽的，现代天文学家所看到的，只不过是宇宙的很小很小的一部分

　测量恒星与我们的距离有很多方法，其中最常用的叫做三角视差法。
　　我们都知道，随着地球绕着太阳公转，星星在天球背景上的位置也会发生变化。
　　如果在1月1日，记下一颗恒星在天球上的位置；半年以后，在7月1日再记下这颗恒星在天球上的位置。我们会发现，这颗恒星的位置发生了微小的变化。这个变化被称作恒星的周年视差，也就是从地球上1月1日和7月1日观察这颗恒星的视线的夹角的度数。从而知道，半年之间地球围绕太阳运转，位置变化了3亿公里。有了这两个数据，运用数学上解三角形的方法，就可以算出恒星与我们的距离。

人们常常用“天文数字”来形容数字的巨大，事实也确实如此：
日－地距离是149 597 870千米，仙女座星系距离我们236万光年，整
个宇宙的尺度大约是15 000 000 000光年(大约合9 460 800 000 000 000米）。
这些硕大无朋的数字是什么得出的？天文学家用的是什么尺子？

从窗口望去我可以判断大街上的行人距离我多远，这依靠的是周
围的参照物和生活常识，要测量旗杆的高度可以把它放倒然后用尺子
量。然而对于天文学家来说，这些方法全都是遥不可及——的确是遥
不可及，天文学家的工作就是研究那些遥不可及的天体。那么，天文
学家是如何测量距离的呢？

从地球出发

首先来说说视差。什么是视差呢？视差就是观测者在两个不同位
置看到同一天体的方向之差。我们来做个简单的实验：伸出你的右手
拇指，交替闭合和睁开双眼，你会发现拇指向对于背景左右移动。这
就是视差。在工程上人们常用三角视差法测量距离。如图，如果我们
测量出∠α、∠β和两角夹边a（称作基线）， 那么这个三角形就可以
被完全确定。

天体的测量也可以用三角视差法。它的关键是找到合适的边长a——
因为天体的距离通常是很大的——以及精确测量角度。

我们知道，地球绕太阳作周年运动，这恰巧满足了三角视差法的条
件：较长的基线和两个不同的观测位置。试想地球在轨道的这一侧和另
一侧，观测者可以察觉到恒星方向的变化——也就是恒星对日－地距离
的张角θ（如图）。图中所示的是周年视差的定义。通过简单的三角学
关系可以得出：

r=a/sinθ

由于恒星的周年视差通常小于1°，所以(使用弧度制)sinθ≈θ。如
果我们用角秒表示恒星的周年视差的话，那么恒星的距离r=206 265a/θ。
通常，天文学家把日－地距离a称作一个天文单位（A.U.）。只要测量
出恒星的周年视差，那么它们的距离也就确定了。当然， 周年视差不
一定好测。 第谷一辈子也没有观测的恒星的周年视差——那是受当时
的观测条件的限制。

天文单位其实是很小的距离，于是天文学家又提出了秒差距（pc）
的概念。也就是说，如果恒星的周年视差是1角秒（1/3600秒），那么
它就距离我们1秒差距。很显然，1秒差距大约就是206265天文单位。

遗憾的是，我们不可能把周年视差观测的相当精确。现代天文学使
用三角视差法大约可以精确的测量几百秒差距内的天体，再远，就只好
望洋兴叹了。

星等的关系

星等是表示天体相对亮度的数值。我们直接观测到的星等称为视星
等，如果把恒星统一放到10秒差距的地方，这时我们测量到的视星等就
叫做绝对星等。视星等（m）和绝对星等（M）有一个简单的关系：

5lg r=m-M+5

这就意味着，如果我们能够知道一颗恒星的视星等（m） 和绝对星
等（M），那么我们就可以计算出它的距离（r）。不消说，视星等很好
测量，那么绝对星等呢？很幸运，通过对恒星光谱的分析我们可以得出
该恒星的绝对星等。这样一来，距离就测出来了。通常这被称作分光视
差法。

绝对星等是很有用的。天文学家通常有很多方法来确定绝对星等。
比如主星序重叠法。如果我们认为所有的主序星都具有相同的性质。那
么相同光谱型的恒星就有相同的绝对星等。如果对照太阳附近恒星的赫
罗图，我们就可以求出遥远恒星的绝对星等，进而求出距离。

造父变星是一种性质非常奇特的恒星。所谓变星是指光度周期性变
化的恒星。造父变星的独特之处就在于它的光变周期和绝对星等有一个
特定的关系（称为周光关系）。通过观测光变周期就可以得出造父变星
的绝对星等。有了绝对星等，一切也就好说了。

造父变星有两种：经典造父变星和室女座W型造父变星， 它们有不
同的周光关系。天琴座的RR型变星也具有特定的周光关系，因此也可以
用来测定距离。这种使用变星测距的方法大致可以测量108秒差距的恒星。

向红端移动

人们观测到，更加遥远的恒星的光谱都有红移的现象，也就是说，
恒星的光谱整个向红端移动。造成这种现象的原因是：遥远的恒星正在
快速的离开我们。根据多普勒效应可以知道，离我们而去的物体发出的
光的频率会变低。

1929年，哈勃(Hubble,E.P.)提出了著名的哈勃定律，即河外星系的视
向退行速度和距离成正比：v=HD。这样，通过红移量我们可以知道星
体的推行速度，如果哈勃常数H确定，那么距离也就确定了（事实上，
哈勃太空望远镜的一项主要任务就是确定哈勃常数H）。

这样，我们就可以测量到这个可观测宇宙的边缘了。

回到地球

不过还是有一个问题，这种天文学的测量如同一级一级的金字塔，
那么金字塔的地基——天文单位到底是多少呢？如果测量不出天文单位，
其他的测量就都成了空中楼阁。

天文单位的确是天文测量的基石。20世纪60年代以前，天文单位也
是用三角测量法测出的，在这之后，科学家使用雷达测量日－地距离。
雷达回波可以很准确的告诉我们太阳里我们有多远，这样一来，天文学
家就可以大胆的测量遥远的星辰了

如果你看到它发出的光，有亮或者有暗，亮的话离我们近，暗的话离我们远.

大约合9 460 800 000 000 000米）。

自己去测量吧

首先，要看到天王星和海王星必须有望远镜。
可以看到的只有金星、水星、木星、火星、土星。
要用肉眼看到水星也是很困难的（因为离太阳太近）。
金星是最亮的一颗行星，但目前距太阳太近，无法看到。到5月就可以在黄昏时的西方天空看到它。与此同时，水星也在黎明时出现在东方。
木星目前距太阳很近，无法看到。到9月份，就可以看到它在日落时从东方升起。
火星目前就可以看到。每天傍晚在正东方看到的红色亮星就是它。（至于你说的那一颗，它是一颗恒星，就是天狼星。）
土星现在会在晚10点左右升起。
我只能说这么多，如果你想知道行星的具体位置，请使用天文软件，例如Stellarium。