幀跡測距儀軟件免費測量距離的應用軟件，簡單方便，測量的數據也非常的精準，幀跡測距儀支持備份照片、短信、手機號碼等等，以及重要文件等在你需要的時候還能夠同步。

幀跡測距儀軟件功能

★ 快速估算物體距離

★ 快速估算物體高度

★ 相機自動對焦

★ 支持鏡頭高度滾動條調整及手動輸入功能

★ 可將測出的距離或高度以照片的形式分享

把它作為高爾夫球測距儀、打獵測距儀，用來確認家中房間的長度，或者測量兩地之間的距離。

如何使用距離測量器？

1. 設定相機鏡頭高度 (裝置相機鏡頭到受測物底部的高度)

點擊并上下兩向拖拽屏幕上的相機目標顯示

點擊按鈕來手動輸入相機高度

2.將相機瞄準受測物，讓紅色十字落在物體底部的位置。

3.鎖定位置測量并獲取距離讀數。

注意：

此應用程序的準確度依賴于手機傳感器的實際情況。

幀跡測距儀軟件使用方法

1、你只需要把手機瞄準目標物的底部，便可自動測量距離，也可瞄準物品頂端來測量物品高度，可在實時預覽狀態下完成操作。

2、此距離測量工具使用相機鏡頭的高度和傾斜角度來計算物體的距離。

3、使用測距儀來快速測量距離和高度。

幀跡測距儀軟件亮點

1、整個應用的界面相當的簡潔且沒有任何的廣告，全部都是免費使用的，而且也不需要額外的什么工具，非常簡單也比較實用；

2、利用的就是手機相機以及傳感器進行測量使用的，支持普通精度校準和高級精度校準的自由設置，還可以選擇保存路徑的設置；

3、對準物品的底部或者是頁端就可以進行自動的測算，可以在實時預覽的狀態進行操作完成。

如何進行宇宙測距

抬頭看天，我們所看到的星空只是二維平面視圖，憑我們的單薄力量，很難弄清宇宙中的三維空間。

把恒星繪成密織的星座很簡單，但測量它們的距離，分辨它們的遠近卻很難。

測量宇宙中物體距離的方法之一是 “標準燭光法”（燭：具有固定亮度的物體，且亮度被我們已知）——天文學家測出該物體本身的亮度（本征亮度）和數光年之外的我們所觀測到的亮度之間的差距，然后用該差值計算光傳播的距離。

對“標準燭光法” 的理解：距離發光體S越遠，同一面積A上接收到光越少，光的強度越弱，與距離的平方成反比。

這些“標準燭光”包括固有亮度與其脈沖周期有關的脈沖星（如造父變星）和具有有限峰值亮度范圍的超新星（如Ia型超新星）。

船尾座RS是銀河系中最亮的造父變星之一，由哈勃空間望遠鏡拍攝 圖源：wikipedia

SN 1994D（左下方的亮點）是在星系NGC 4526中的一顆Ia超新星。 圖源：wikipedia

如今，天文學家們論證了利用超大質量黑洞測距的可行性，或者說是這些黑洞的回波，雖然它看似是宇宙中最不可能用來測距的工具。

伊利諾伊大學香檳分校的天文學者岳深（音譯）說：“測量宇宙距離是天文學最基礎的挑戰，所以，有希望多擁有一個測距的錦囊妙計（新的測量方法）非常令人興奮�！�

這張計算機模擬圖像顯示了星系中心的一個超大質量黑洞。這個擁有強大的引力的宇宙怪物扭曲了周圍的空間，像個哈哈鏡，拖曳著附近星光。

圖源：美國航空航天局/歐洲航天局/D.科、J.安德森R.范德馬雷爾（空間望遠鏡科學研究所）

你可能會有些迷惑，雖然我們的確或多或少地知道黑洞的亮度，但

這毫無用處，因為它們恰恰是光的對立。

它們并不會發出明顯的輻射，實際上是不可見的。

銀河中有多達十億個恒星質量的黑洞，我們僅僅只是發現了其中的一小點。

然而，那些位于星系中心的超大質量黑洞完全是另一碼事。

的確，我們看不到它們，但是事實上如果這些黑洞很活躍，它們周圍的物質將會非常明亮。正是它們周圍環境中光的傳播可以被用來測量固有亮度。

超大質量黑洞靠其周圍的物質為食，這些物質以一種已知結構分布在黑洞附近。處在中心的位置的就是黑洞，它像饕餮一樣吞噬周圍的物質，是太陽質量的數百萬到數百億倍。

黑洞周圍以圓盤形環繞的物質，由于引力被吸入黑洞，就像水打著旋兒落入下水道。這就是吸積盤，其中強烈的引力和摩擦力加熱了這些物質并使其明亮地閃耀著，但這跟天文學家所觀測到的不同。

圖源：阿塔卡瑪毫米/亞毫米波陣列望遠鏡 （歐洲南方天文臺/日本國家天文臺/美國國家射電天文臺）

在吸積盤的外側是一個更大的云團，由塵埃環繞成甜甜圈狀的圓環面。

把它們放在一起整體的結構如上圖所示。外側的塵埃云團是回波映射或回聲映射技術的關鍵。

吸積盤的最靠近活躍的超大質量黑洞的區域常常發出可見光和紫外線光波明亮地閃耀著，當光到達圓環形塵埃云的時候，它會發出“回聲（波）”。

可見光和紫外線光被塵埃云吸收，并加熱并釋放出熱能，成為中紅外光的形式。

吸積盤可能非常大，光到達環形塵埃云并被“反射”出來也許要花費數年。但是由于我們知道光速，天文學家們可以利用（發出的）光和回波計算吸積盤內側邊緣和塵埃云的距離。

這就很“簡單”了。我們知道吸積盤內測邊緣極熱，同時從黑洞越向外吸積盤的溫度越低。

當溫度降到1,200攝氏度（2,200華氏度）時就會形成塵埃云。

因此，環形塵埃云和吸積盤內側邊緣之間的距離與那地獄般的高溫是成比例的。

如果知道了距離，我們就可以計算溫度——一旦得到了溫度，就可以計算這個區域發出多少光、光亮度的變化、以及其本身亮度。 這被稱為R-L關系（即R半徑和L亮度）。

當然，這肯定不止這么簡單。你必須以一個很長的時間跨度觀測黑洞，探測可見光、紫外線光和中紅外光回波。

一個由伊利諾伊大學厄巴納-香檳分校的錢陽（音譯）領導的天文學家團隊梳理了由地面光學望遠鏡所收集到的對可見光近20年的探測數據。

除此之外他們還研究了2010-2019年間美國國家航空航天局的近地物體廣域紅外勘測儀所捕獲的紅外光數據。

藝術家筆下的近地物體廣域紅外勘測儀（簡稱WISE或NEOWISE）

他們利用可見光和中紅外光識別到587個超大質量黑洞，這是同類研究中規模最大的一次。

雖然這些數據仍需進一步改進，因為這些紅外線研究并未覆蓋全部的紅外線波段，這就意味著在計算距離時有很大的不確定性，但它們的確證實了R-L比例關系，并且在這些樣本里大小各異的超大質量黑洞中，回波的傳播方式相同。

測量工作仍在不斷改進中。

該團隊正在努力改進他們的模型以更好的貼合塵埃的形成與紅外光的產生。當然，正在進行的研究采用了更完善的技術，將帶來更高質量的發現。

錢陽說：“回波映射技術的妙處在于這些超大質量黑洞不會很快消失，所以我們可以重復測量塵�；夭ㄒ愿倪M同一系統中的測距工作�！�