测量某个星球与我们地球之间距离：
雷达遥测(radar ranging)
精确决定地球与太阳平均距离(一天文单位,1 AU),是量测宇宙距离的基础.
由克卜勒定律 ,可以推算出金星与地球的最近距离约是0.28 A.U..在金星最近地球时,用金星表面的雷达回波 时间,可找出(误差小於一公里)
1 AU = 149,597,870 公里≈1.5* 108 公里
测距适用范围：～1AU.
恒星视差法(stellar parallax)
以地球和太阳间的平均距离为底线,观测恒星在六个月间隔,相对於遥远背景恒星的视差 .恒星的距离d
d (秒差距,pc) = 1/ p (视差角,秒弧)
1 pc 定义为造成一秒视差角的距离,等於3.26 光年.地面观测受大气视宁度的限制,有效的观测距离约为100 pc (～300 光年).在地球大气层外的Hipparcos 卫星与哈伯望远镜,能用视差法量测更远的恒星,范围可推广到1000 pc.
测距适用范围：～1,000 pc.
光谱视差法(spectroscopic parallax)
如果星体的视星等为mV,绝对星等MV,而以秒差距为单位的星体距离是d.它们间的关系称为距离模数
mV - MV = -5 + log10d
如果知道恒星的光谱分类 与光度分类 ,由赫罗图 可以找出恒星的光度.更进一步,可以算出或由赫罗图读出恒星的绝对星等,代入距离模数公式,即可以找出恒星的距离.
因为主序星的分布较集中在带状区域,所以光谱视差法常用主序星为标的.利用邻近的恒星,校准光谱视差法的量测.另也假设远处的恒星的组成与各项性质,大致与邻近恒星类似.误差常在25% 以上,.(注：本银河系直径约30 Kpc)
测距适用范围：～7Mpc.
例： 若某恒星的视星等为+15 ,其光谱判定为G2 V 的恒星‘i从赫罗图读出该星的绝对星等为+5 ,代入距离模数公式15 - 5 = 5 log d - 5 ,求出该星的距离d= 1000 pc = 3260 光年.
变星
位在不稳定带的后主序带恒星,其亮度有周期性的变化(周光曲线),而综合许多变星的周光关系,可以发现变星亮度变化周期与恒星的光度成正比(参见周光关系) .用来做距离指标的变星种类主要有造父变星(I 型与II 型)与天琴座变星.
测定变星的光谱类别后,由周光图可以直接读出它的光度(绝对星等).由变星的视星等和绝对星,利用距离模数公式,
mV - MV = -5 + log10d
即可定出变星的距离.目前发现,最远的造父变星 在M 100,距离我们约17 Mpc.
测距适用范围：～17 Mpc.
超新星
平均每年可以观测到数十颗外星系的超新星.大部份的超新星(I 型与II 型) 的最大亮度多很相近,天文学家常假设它们一样,并以它们做为大距离的指标.
以造父变星校准超新星的距离,以找出I 型与II 型星分别的平均最大亮度.由超新星的光度曲线 ,可以决定它的归类.对新发现的超新星,把最大视亮度(mV) 与理论最大绝对亮度(MV) 带入距离模数公式,即可找出超新星的距离.
II 型超新星受外层物质的干扰,平均亮度的不确定性较高,I 型超新星较适合做为距离指标.
测距适用范围：> 1000 Mpc.
Tulley-Fisher 关系
漩涡星系的氢21 公分线,因星系自转而有杜卜勒加宽 .由谱线加宽的程度,可以找出谱线的位移量Δλ,并求出星系的漩涡臂在视线方向的速度Vr,
Δλ/λo = Vr/c = Vsin i/c
i 为观测者视线与星系盘面法线的夹,由此可以推出漩涡星系的旋转速率.Tulley 与Fisher 发现,漩涡星系的光度与自转速率成正比,现在称为Tulley-Fisher 关系.
量漩涡星系的旋转速率,可以知道漩涡星系的光度,用距离模数公式,就可以找出漩涡星系的距离.Tulley-Fisher 关系找出的距离,大致与I 型超新星同级,可互为对照.
注：现常观测红外线区谱线,以避免吸收.
测距适用范围：> 100 Mpc.
哈伯定律
几乎所有星系相对於本银河系都是远离的,其远离的径向速度可用都卜勒效应来测量星系的红位移 ,进而找出星系远离的速度.
1929年Edwin Hubble得到远离径向速度与星系距离的关系
哈柏定律
Vr = H*d
其中
Vr = 星系的径向远离速度
H = 哈柏常数=87 km/(sec*Mpc)
d = 星系与地球的距离以Mpc 为单位.
哈柏定律是一个很重要的距离指标,量得星系的远离速度,透过哈柏定律可以知道星系的距离.
例:
室女群(Vigro cluster) 的径向远离速度为 Vr ＝1180 km/sec, 室女群与地球的距离为 d = Vr/H = 1180/70 = 16.8 Mpc.
测距适用范围：宇宙边缘.
其他测距离的方法
红超巨星
假设各星系最亮的红超巨星绝对亮度都是MV = -8 ,受解析极限的限制,适用范围与光谱视差法相同.
测距适用范围：～7Mpc.
新星
假设各星系最亮的新星,绝对亮度都是MV = -8 .
测距适用范围：～20 Mpc.
HII 区
假设其他星系最亮的HII区之大小,和本银河系相当.(定H II区的边界困难,不准度很高)
行星状星云
假设星系行星状星云,光度分布的峰值在MV = - 4.48.
测距适用范围：～30 Mpc.
球状星团
假设星系周围的球状星团,光度分布的峰值在MV = - 6.5.
测距适用范围：～50 Mpc.
Faber-Jackson 关系、D-σ关系
Faber-Jackson 关系与Tulley-Fisher 关系类似,适用於椭圆星系.Faber-Jackson 关系：椭圆星系边缘速率分布宽度σ的四次方与星系的光度成正比.
D-σ关系：椭圆星系边缘速率分布宽度σ与星系的大小D 成正比.
测距适用范围：> 100 Mpc.
星系
假设其他更远的星系团,与室女星系团中最亮的星系都具有相同的光度MV = -22.83.
测距适用范围：～4,000 Mpc.
参考资料：http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/e_book/distance/distance.html
测量星球之间的距离：
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＝9.461012千米）,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