宇宙中擁有不計其數的天體，他們或遠或近。生活中我們透過尺子去測量距離，可是那些幾百光年甚至上百億光年的天體，我們哪有那麼長的尺子去測量啊？

那要知道它們到底有多遠，有哪些方法呢？

三角法測量是早期用於測量一些建築物的高度、遠處帆船的距離等等，所用到的數學工具也比較簡單，有初中三角幾何知識就行。

如圖，C是目前被測物，站在A和B位置分別測量α和β兩個角度，以及AB間的距離，透過三角函式運算，不難得出CD間的距離。

而對於距離較近（一般銀河系內）的天體來說，在地球軌道直徑的兩側作為A、B點分別測定視角α，而AB間的距離是2個天文單位，這樣就能簡單算出天體距離太陽的距離了。

上一輩的人買燈泡的時候經常要說句多少燭光的。這個燭光就是一個發光強度的標準單位，後來是用坎德拉這個單位來定義的。

我們知道恆星都是分星等的，實際上就是根據他們的亮度來區分，而他們的視星等，也就是我們看上去的亮度是和距離的平方成反比的。那麼，如果知道一個恆星的絕對星等，我們透過觀察它的視亮度，就可以推算出它的距離。

很幸運，宇宙中有一種叫做變星的天體提供了這個機會。

早期天文學家發現造父變星的亮度變化是有周期的，光變週期越長，視星等就越大，並且透過觀測確立了他們之間的準確關係。

結合三角視差法，確定一顆變星的距離後，就可以把視星等轉化為絕對星等。這樣光變週期和絕對星等就建立起關係了。

於是，只要觀測週期就可測定絕對星等，而視星等又可以直接測量，這樣就能計算出這顆變星的距離了。

宇宙中還有一種特殊的天體，叫做1A型超新星。

他其實是由一顆白矮星和一顆巨星組成。我們知道白矮星是由一顆小於1.4倍太陽質量的恆星死亡後坍縮形成的，這個1.4倍就是錢德拉塞卡極限。

由於它有一顆巨星伴星，它就會不斷吸收物質，主要是氫元素。不斷吸收的過程中它的質量也在增加，一直到1.4倍也就是錢德拉塞卡極限時，就會產生巨大的熱核反應併產生大爆發。

由於發生這個大爆發的質量是很定的（錢德拉塞卡極限），因此能夠計算出爆發的光度是恆定的。

好了，那隻要找到一顆1A型超新星，就知道它的絕對星等，再觀測它的視星等，也就能計算出距離來了。

我們現在普遍知道宇宙是在膨脹著的，那麼所有天體都在離我們遠去。

由於光是一種電磁波，當空間被膨脹扯大的時候，光波波長也就被扯大了。那我們觀測到的光譜就會朝著紅色的方向移動一點，這就是光譜紅移。

而如果膨脹得越快，那麼波長就會扯得越長，紅移量就越大。而膨脹的宇宙中，離我們越遠的天體膨脹造成的退行速度是越大的，那麼不難得出紅移和距離有一個正比關係。

哈勃定律給出了這樣一個公式：Z=H*d/c。其中Z是紅移量，H是哈勃常數，c是光速。不難計算出距離d。

所以，即使是上百億光年的天體，天文學家也是有方法測量的。隨著技術的發展，測量精度也會越來越高。

不過，當天體足夠遠到退行速度已經超過光速後，它發出的光就永遠到不了地球了，這時候這個天體我們就無法觀測到了。