测量天体距离有着多种方法，这里介绍4种主要方法，分别测量较近、较远、遥远与非常遥远天体的距离。 至于太阳系内天体距离的测量，采用的是开普勒第三定律（行星运行第三定律）：行星公转周期的平方与其轨道长半轴的立方成正比。我们只要知道太阳系内任何天体的公转周期，就能计算出它与太阳的距离（另文介绍）。另外，雷达与激光技术问世后，人们又可使用这两项技术测量太阳系内较近天体的距离。把雷达或激光信号发送至目标天体并等待其返回，通过信号来回的传播时间就能得到该天体的距离。激光方向性好、光束集中，测量月球的距离其精度可以达到厘米量级，但雷达信号相对比较稳定，不易在传播过程中衰减，所以适合测量更远的天体。
三角视差法
人们熟知的天文距离单位有两种：天文单位（日地之间平均距离，约1.5亿公里）与光年（约9.46万亿公里）。前者主要适用太阳系范围之内，后者则用于描述恒星之间、星系之间距离乃至描述整个可观测宇宙范围。这里将涉及第三种天文距离单位——秒差距。 三角视差法主要用来测量太阳附近恒星的距离。 如果分别从两个不同位置观察同一物体，此物体在视野中必然会发生位置偏差，而通过三角几何学的关系，就能得出物体与观察者之间的距离。这种方法就是三角视差法。 举个例子：保持与面前电脑屏幕一定距离，举起你的右手，竖起一根手指放在屏幕中间。先闭上左眼用右眼看，这时手指就会在屏幕左侧框边一条线上；再闭上右眼用左眼看，手指就会在屏幕右侧框边一条线上。这种手指左右位移差就叫视差。把两眼之间的距离当作底边，把两条视线在手指处交汇形成一个等腰三角形，最后利用视差（电脑屏幕的宽度）之间的距离，通过三角几何学的关系，就能得出两眼与手指之间的距离。 天文学家在使用三角视差法测量恒星距离的具体方法是：把地球围绕太阳公转的轨道直径作为三角形的底边，从地球轨道的两端处观察一颗正好能够左右位移各1角秒（天穹1度的1/3600）的想象中的恒星（犹如上面所举例中的手指）。想象中的恒星的位移是以遥远的恒星作为参照物。通过三角几何学的关系计算，这颗想象中的恒星距离地球为3.26光年，称为1秒差距，也就是上面一开始所提到的第三种天文距离单位——秒差距。不难理解，目标恒星越远，其视差也就越小，天文学家就是通过不同恒星的视差多少，测量出它们与我们之间的距离。 使用三角视差法，迄今天文学家已经从地面测量了大约1万颗太阳附近的恒星，测量距离伸展到大约300光年的远处。但是即使对于最近的恒星，视差也都小于1角秒，而随着距离的增加，视差越来越小，精度也会随着递减。然而利用卫星与太空望远镜，可以大大提升三角视差法的效果。1989年8月，欧洲太空总署发射的依巴谷卫星，使三角视差法测量恒星的数字增加了10倍，获得了超过10万颗恒星的视差，精度约1毫角秒（1角秒的1/1000），测量距离伸展到1600光年远处。即便如此，测量距离也只有银河系的直径的1%多一点而已。2009年5月安装的哈伯太空望远镜的第三代广域照相机，可提供20至40微角秒（1毫角秒的1/1000）的精度。2013 年 12 月，欧洲航天局发射的盖亚卫星，精度达到10微角秒，从而绘制出距离地球几万光年以内的恒星（以及潜在的行星）位置图。2014年4月，美国宇航局天文学家报告称，哈勃太空望远镜通过空间扫描，可以精确测量最远1万光年距离的恒星，比早期测量结果提高了10倍。
分光视差法/主序拟合法
对于距离超过100秒差距的恒星，由于视差非常小，尤其是从地面上难以使用三角视差法比较精确地进行测量。于是，科学家就使用另外一种简便而有效的方法——分光视差法。这种方法是先根据恒星的光谱类型去确定恒星的光度（绝对星等），然后再通过观测到的亮度（视星等）计算出恒星的距离。应用分光视差法，测量距离伸展到大约1万光年的远处，覆盖了银河系的很大一部分区域。由于通过主序带上恒星的光谱类型，可以很好地估计恒星的绝对星等，所以这种方法又称为主序星拟合法或主序星距离测量法。这种方法明显地只适用于主序星，而对巨星、矮星或者弥漫天体并不奏效。即使对主序星距离的测量，这种方法也存在着误差较大的问题。比如，同为G2型主序星，光度范围从太阳的0.5倍至1.5倍不等。 科学家用于分析光谱的仪器叫分光仪，可以从光谱中的吸收谱线考察恒星的绝对星等。恒星大气中的不同元素在不同温度中形成各不相同的吸收谱线。所有同谱型的恒星都有着相差不大的表面温度，因此在光谱中也有着相差不大的特殊谱线。
各种类型主序星的光谱
标准烛光法（造父变星法与Ia型超新星法）
标准烛光法是以已知光度的天体作为标准烛光，通过观测它们的亮度来推算它们附近天体的距离。可以作为标准烛光的天体主要有5种：处于红巨星分支（红巨星的最初阶段）的红巨星、食双星、天琴座RR变星、造父变星与Ia型超新星。这里简单介绍最后两种。 分光视差法依赖恒星的光谱测量距离，但如果恒星距离超过1万秒差距，具有足够高的分辨率的光谱就难以获取，分光视差法也就随之失效。1908年，美国女天文学家亨丽爱塔·勒维特发现了一类日后被称为造父变星的恒星，并于1912年确认了造父变星的周光关系。造父变星的光变周期越长，光度变化就越大。比如如果两颗造父变星的光变周期相同，它们的光度也就相同。天文学家首先根据造父变星的光变周期来估算它的光度（绝对星等），再跟它看起来的亮度（视星等）作比较，就可以计算出这颗造父变星的距离。因为星团、星系里都有造父变星，所以只要测算出星团、星系中造父变星的距离，也就测算出该星团、星系的距离了。造父变星本身光度很大，最高可达太阳光度的几万倍，所以很容易被观测到。造父变星测距法把测量距离伸展到大约1000万秒差距的远处，不仅远远超出了银河系的范围，并且可以覆盖整个本星系群，甚至可以测量本星系群之外的一些天体的距离。 造父变星的光度虽然巨大，但仍不足以测量超星系团范围的天体的距离，所以科学家就利用比造父变星更为明亮得多的超新星。但是除了Ia型超新星，所有其他类型的超新星都没有资格作为标准烛光，因为它们有着各不相同的前身天体，所以也有着各不相同的光度。Ia型超新星是由白矮星吸积伴星物质达到钱德拉锡卡极限时发生剧烈热核反应爆炸形成，所以都具有非常相似的光度，可以说是一种非常理想的测量天体距离的标准烛光。由于Ia型超新星异常明亮，Ia型超新星测距法把测量距离伸展到大约1亿秒差距的远处，科学家由此可以测量遥远星系与宇宙结构的距离。
造父变星的光变周期
Ia型超新星爆发，完全摧毁白矮星，留下超新星遗迹
Ia型超新星爆发过程的想象图
谱线红移法
多普勒效应与红移：当光源远去时，发出的光会因波长变长而稍稍发红。反映在天体的光谱中，则是所有的谱线向红光方向发生位移，说明光谱的波长整体被拉长。根据光波红移的程度，可以计算出天体运动的速度。1922年，美国天文学家爱德文·鲍威尔·哈勃发现，具有明显红移的天体，其退行速度与距离成正比，也由此证明了宇宙空间正在持续的膨胀。所测得的数据表明，遥远星系每秒的退行每隔地球100万秒差距增加73.52公里，就是说距离地球100万秒差距的星系每秒退行73.52公里，距离地球200万秒差距每秒退行147.04公里，距离地球300万秒差距每秒退行220.56公里，以此递增。1929年，哈勃在大量观测与分析的基础上发表了哈勃定律（2018年10月，经国际天文联合会表决通过更名为哈勃-勒梅特定律，以纪念更早发现宇宙膨胀的比利时天文学家乔治·勒梅特）。根据这个定律，只要测出河外星系谱线的红移量，就可算出星系的距离。谱线红移法可以测定远达百亿光年计的距离，非常适用于遥远的星系与宇宙尺度的天体的距离测量。但与三角视差法的距离越远精度越差的特点正相反，谱线红移法是距离越近精度越差，因为在1亿秒差距的距离之内，谱线的红移量是不很明显的。
天体距离测量的阶梯
的无奈，所以衍生出各种信仰，暂时缓解对生与死的恐慌，调解社会，个体的精神问题。随着不可控的宇宙变化到来的那一天，文明与生命，都会变成烟。谁想搞懂宇宙的尺寸，谁就终生无法安宁。但还是不要放弃吧。
测量天体距离有着多种方法，这里介绍4种主要方法，分别测量较近、较远、遥远与非常遥远天体的距离。
至于太阳系内天体距离的测量，采用的是开普勒第三定律（行星运行第三定律）：行星公转周期的平方与其轨道长半轴的立方成正比。我们只要知道太阳系内任何天体的公转周期，就能计算出它与太阳的距离（另文介绍）。另外，雷达与激光技术问世后，人们又可使用这两项技术测量太阳系内较近天体的距离。把雷达或激光信号发送至目标天体并等待其返回，通过信号来回的传播时间就能得到该天体的距离。激光方向性好、光束集中，测量月球的距离其精度可以达到厘米量级，但雷达信号相对比较稳定，不易在传播过程中衰减，所以适合测量更远的天体。
三角视差法
人们熟知的天文距离单位有两种：天文单位（日地之间平均距离，约1.5亿公里）与光年（约9.46万亿公里）。前者主要适用太阳系范围之内，后者则用于描述恒星之间、星系之间距离乃至描述整个可观测宇宙范围。这里将涉及第三种天文距离单位——秒差距。
三角视差法主要用来测量太阳附近恒星的距离。
如果分别从两个不同位置观察同一物体，此物体在视野中必然会发生位置偏差，而通过三角几何学的关系，就能得出物体与观察者之间的距离。这种方法就是三角视差法。
举个例子：保持与面前电脑屏幕一定距离，举起你的右手，竖起一根手指放在屏幕中间。先闭上左眼用右眼看，这时手指就会在屏幕左侧框边一条线上；再闭上右眼用左眼看，手指就会在屏幕右侧框边一条线上。这种手指左右位移差就叫视差。把两眼之间的距离当作底边，把两条视线在手指处交汇形成一个等腰三角形，最后利用视差（电脑屏幕的宽度）之间的距离，通过三角几何学的关系，就能得出两眼与手指之间的距离。
天文学家在使用三角视差法测量恒星距离的具体方法是：把地球围绕太阳公转的轨道直径作为三角形的底边，从地球轨道的两端处观察一颗正好能够左右位移各1角秒（天穹1度的1/3600）的想象中的恒星（犹如上面所举例中的手指）。想象中的恒星的位移是以遥远的恒星作为参照物。通过三角几何学的关系计算，这颗想象中的恒星距离地球为3.26光年，称为1秒差距，也就是上面一开始所提到的第三种天文距离单位——秒差距。不难理解，目标恒星越远，其视差也就越小，天文学家就是通过不同恒星的视差多少，测量出它们与我们之间的距离。
使用三角视差法，迄今天文学家已经从地面测量了大约1万颗太阳附近的恒星，测量距离伸展到大约300光年的远处。但是即使对于最近的恒星，视差也都小于1角秒，而随着距离的增加，视差越来越小，精度也会随着递减。然而利用卫星与太空望远镜，可以大大提升三角视差法的效果。1989年8月，欧洲太空总署发射的依巴谷卫星，使三角视差法测量恒星的数字增加了10倍，获得了超过10万颗恒星的视差，精度约1毫角秒（1角秒的1/1000），测量距离伸展到1600光年远处。即便如此，测量距离也只有银河系的直径的1%多一点而已。2009年5月安装的哈伯太空望远镜的第三代广域照相机，可提供20至40微角秒（1毫角秒的1/1000）的精度。2013 年 12 月，欧洲航天局发射的盖亚卫星，精度达到10微角秒，从而绘制出距离地球几万光年以内的恒星（以及潜在的行星）位置图。2014年4月，美国宇航局天文学家报告称，哈勃太空望远镜通过空间扫描，可以精确测量最远1万光年距离的恒星，比早期测量结果提高了10倍。
三角视差法
分光视差法/主序拟合法
对于距离超过100秒差距的恒星，由于视差非常小，尤其是从地面上难以使用三角视差法比较精确地进行测量。于是，科学家就使用另外一种简便而有效的方法——分光视差法。这种方法是先根据恒星的光谱类型去确定恒星的光度（绝对星等），然后再通过观测到的亮度（视星等）计算出恒星的距离。应用分光视差法，测量距离伸展到大约1万光年的远处，覆盖了银河系的很大一部分区域。由于通过主序带上恒星的光谱类型，可以很好地估计恒星的绝对星等，所以这种方法又称为主序星拟合法或主序星距离测量法。这种方法明显地只适用于主序星，而对巨星、矮星或者弥漫天体并不奏效。即使对主序星距离的测量，这种方法也存在着误差较大的问题。比如，同为G2型主序星，光度范围从太阳的0.5倍至1.5倍不等。
科学家用于分析光谱的仪器叫分光仪，可以从光谱中的吸收谱线考察恒星的绝对星等。恒星大气中的不同元素在不同温度中形成各不相同的吸收谱线。所有同谱型的恒星都有着相差不大的表面温度，因此在光谱中也有着相差不大的特殊谱线。
各种类型主序星的光谱
标准烛光法（造父变星法与Ia型超新星法）
标准烛光法是以已知光度的天体作为标准烛光，通过观测它们的亮度来推算它们附近天体的距离。可以作为标准烛光的天体主要有5种：处于红巨星分支（红巨星的最初阶段）的红巨星、食双星、天琴座RR变星、造父变星与Ia型超新星。这里简单介绍最后两种。
分光视差法依赖恒星的光谱测量距离，但如果恒星距离超过1万秒差距，具有足够高的分辨率的光谱就难以获取，分光视差法也就随之失效。1908年，美国女天文学家亨丽爱塔·勒维特发现了一类日后被称为造父变星的恒星，并于1912年确认了造父变星的周光关系。造父变星的光变周期越长，光度变化就越大。比如如果两颗造父变星的光变周期相同，它们的光度也就相同。天文学家首先根据造父变星的光变周期来估算它的光度（绝对星等），再跟它看起来的亮度（视星等）作比较，就可以计算出这颗造父变星的距离。因为星团、星系里都有造父变星，所以只要测算出星团、星系中造父变星的距离，也就测算出该星团、星系的距离了。造父变星本身光度很大，最高可达太阳光度的几万倍，所以很容易被观测到。造父变星测距法把测量距离伸展到大约1000万秒差距的远处，不仅远远超出了银河系的范围，并且可以覆盖整个本星系群，甚至可以测量本星系群之外的一些天体的距离。
造父变星的光度虽然巨大，但仍不足以测量超星系团范围的天体的距离，所以科学家就利用比造父变星更为明亮得多的超新星。但是除了Ia型超新星，所有其他类型的超新星都没有资格作为标准烛光，因为它们有着各不相同的前身天体，所以也有着各不相同的光度。Ia型超新星是由白矮星吸积伴星物质达到钱德拉锡卡极限时发生剧烈热核反应爆炸形成，所以都具有非常相似的光度，可以说是一种非常理想的测量天体距离的标准烛光。由于Ia型超新星异常明亮，Ia型超新星测距法把测量距离伸展到大约1亿秒差距的远处，科学家由此可以测量遥远星系与宇宙结构的距离。
造父变星的光变周期
Ia型超新星爆发，完全摧毁白矮星，留下超新星遗迹
Ia型超新星爆发过程的想象图
谱线红移法
多普勒效应与红移：当光源远去时，发出的光会因波长变长而稍稍发红。反映在天体的光谱中，则是所有的谱线向红光方向发生位移，说明光谱的波长整体被拉长。根据光波红移的程度，可以计算出天体运动的速度。1922年，美国天文学家爱德文·鲍威尔·哈勃发现，具有明显红移的天体，其退行速度与距离成正比，也由此证明了宇宙空间正在持续的膨胀。所测得的数据表明，遥远星系每秒的退行每隔地球100万秒差距增加73.52公里，就是说距离地球100万秒差距的星系每秒退行73.52公里，距离地球200万秒差距每秒退行147.04公里，距离地球300万秒差距每秒退行220.56公里，以此递增。1929年，哈勃在大量观测与分析的基础上发表了哈勃定律（2018年10月，经国际天文联合会表决通过更名为哈勃-勒梅特定律，以纪念更早发现宇宙膨胀的比利时天文学家乔治·勒梅特）。根据这个定律，只要测出河外星系谱线的红移量，就可算出星系的距离。谱线红移法可以测定远达百亿光年计的距离，非常适用于遥远的星系与宇宙尺度的天体的距离测量。但与三角视差法的距离越远精度越差的特点正相反，谱线红移法是距离越近精度越差，因为在1亿秒差距的距离之内，谱线的红移量是不很明显的。
天体距离测量的阶梯
的无奈，所以衍生出各种信仰，暂时缓解对生与死的恐慌，调解社会，个体的精神问题。随着不可控的宇宙变化到来的那一天，文明与生命，都会变成烟。谁想搞懂宇宙的尺寸，谁就终生无法安宁。但还是不要放弃吧。