在天文學上幾個主要的天體測距法。就按照由近及遠說吧！最直接的方法就是三角測量法，也就是視差測定，這是一個簡單的數學計算，只不過為了使視差明顯一點，通常以半年為週期，也就是地球位置變化最大的時候作為三角形的一個邊。

這種方法對於離我們不太遠的恆星其精度還是可以接受的，但如果恆星離我們太遠，其遠處的恆星視差的變化基本測不出來，精度就大大下降，所以說，三角測量法只適用於400光年以內恆星的距離測定。對於銀河系內其他恆星的距離的測定，一般用比較亮度的方法，恆星的視亮度與它的真實亮度有關，也與觀測者的距離有關。

而且，恆星發出光的顏色與它的溫度之間有直接的聯絡。因此，只要知道了距離、視亮度和真實亮度其中的兩個，就可以求出第三個的數值。對於銀河系內可觀測的恆星，現代的測量儀器已經能夠測出恆星的視亮度和真實亮度，那麼算出距離就比較容易了。

使用射電望遠鏡測量太陽系之外天體的距離則顯得有些不切實際了。三角視差法這種方法其實我們平常也都一直在使用，只是我們完全都沒有意識到。我們的大腦會根據來自兩隻眼睛所提供的觀測訊號自動進行距離判斷，而天文學家對距離較近的恆星進行測距，所採用的方法大致相同，唯一的不同的不是用眼睛，而是望遠鏡。

在宇宙中，還有一種非常特殊的工具，能夠幫助我們對極端遙遠的天體進行測距，這種工具就是紅移。紅移被稱作“多普勒效應”。可以透過對遙遠天體光線的光譜分析檢測這種效應。恆星光譜中會有一些暗線，這是光源發出的光線中由於某些型別的元素被吸收而產生的吸收線。觀測顯示，所有的星系都在遠離我們，並且距離我們越遙遠的星系遠離的速度越快，這就是著名的哈勃定律，它背後的本質是宇宙的膨脹。

在天文學上幾個主要的天體測距法。就按照由近及遠說吧！最直接的方法就是三角測量法，也就是視差測定，這是一個簡單的數學計算，只不過為了使視差明顯一點，通常以半年為週期，也就是地球位置變化最大的時候作為三角形的一個邊。

這種方法對於離我們不太遠的恆星其精度還是可以接受的，但如果恆星離我們太遠，其遠處的恆星視差的變化基本測不出來，精度就大大下降，所以說，三角測量法只適用於400光年以內恆星的距離測定。對於銀河系內其他恆星的距離的測定，一般用比較亮度的方法，恆星的視亮度與它的真實亮度有關，也與觀測者的距離有關。

而且，恆星發出光的顏色與它的溫度之間有直接的聯絡。因此，只要知道了距離、視亮度和真實亮度其中的兩個，就可以求出第三個的數值。對於銀河系內可觀測的恆星，現代的測量儀器已經能夠測出恆星的視亮度和真實亮度，那麼算出距離就比較容易了。

使用射電望遠鏡測量太陽系之外天體的距離則顯得有些不切實際了。三角視差法這種方法其實我們平常也都一直在使用，只是我們完全都沒有意識到。我們的大腦會根據來自兩隻眼睛所提供的觀測訊號自動進行距離判斷，而天文學家對距離較近的恆星進行測距，所採用的方法大致相同，唯一的不同的不是用眼睛，而是望遠鏡。

在宇宙中，還有一種非常特殊的工具，能夠幫助我們對極端遙遠的天體進行測距，這種工具就是紅移。紅移被稱作“多普勒效應”。可以透過對遙遠天體光線的光譜分析檢測這種效應。恆星光譜中會有一些暗線，這是光源發出的光線中由於某些型別的元素被吸收而產生的吸收線。觀測顯示，所有的星系都在遠離我們，並且距離我們越遙遠的星系遠離的速度越快，這就是著名的哈勃定律，它背後的本質是宇宙的膨脹。