其實測量的方法很多，科學家把所有測量這些距離的手段被稱作“宇宙距離階梯”。

宇宙距離階梯一：無線電反射可以直接向近距離的行星表面發射無線電波並接收反射訊號，比如金星和火星，並測量訊號往返所需要的時間。這將可以給出非常精確的距離數值。” 　　目前世界上口徑最大的射電望遠鏡是中國貴州500米的FAST射電望遠鏡，射電望遠鏡能夠對遙遠的小行星進行觀察，並根據無線電訊號在這些小行星表面的反射特徵繪製出其地表形態地圖。 但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。此時，我們需要使用的三角視差方法。

宇宙距離階梯二：三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。人類和許多動物一樣，能夠本能地判斷自身與遠方物體之間的距離，這首先要歸功於我們長著兩隻眼睛。 如果你把一個物體放在眼前，然後張開一隻眼睛閉上另一隻眼睛，然後換一邊眼睛再重複，你會發現好像你放在眼前的物體稍稍移動了位置。這就是視差。類似這樣兩次觀測之間存在的差異效能夠被用於計算所觀測物體的距離。 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。 科學家們在一年中的某個時間測定一顆恆星在天空中的位置，比如說在1月份進行這樣的測定。然後就要再等上6個月的時間，隨後在7月份對同一顆恆星進行同樣的測定，此時正處於地球軌道上太陽的另一側。” 然而，這一方法也有其自身的侷限性，那就是當恆星的距離太過遙遠——大約100光年以外，此時這些恆星所顯示出的視差值就太小了，無法進行有意義的計算。 此時，我們需要一種被稱作“主序擬合”。其有賴於我們對不同大小的恆星即所謂“主序星”。

宇宙距離階梯三：主序擬合法那就是隨著時間推移，這些恆星的顏色會逐漸變得更紅。透過對這些恆星顏色和亮度的精確測定，並將這些恆星與那些距離較近，已經運用視差方法測定過距離的主序星進行對比，透過這種方法，我們將能夠大大延伸我們的宇宙測量標尺，從而得以估算更加遙遠的恆星的距離。 這一方法背後的基本前提是：我們認為那些質量相似，年齡相仿的恆星，如果它們的距離相同，那麼它們的亮度也應該是一樣的。但事實是，這些恆星看上去都是不一樣亮的，這也就意味著它們的距離遠近不同。 當被用於此類分析時，主序星常常被視作一種“宇宙標準燭光”——只要測定它們的星等（亮度）我們就能推算它們的距離。但對於那些位於其他星系內部的恆星。然而在這樣的距離上， 主序擬合測距方法已經開始顯得力不從心，因為這些天體往往都在數百萬光年之外甚至更遠。這時就用到另一種測量。

宇宙距離階梯四：造父變星和宇宙標準燭光 但宇宙中存在著一類特殊的恆星，叫做“造父變星”。科學家指出這類特殊恆星的亮度會隨著時間推移而發生變化，並且其亮度變化週期與其真實亮度之間存在直接關聯。” 概括的說，就是造父變星的光變週期與其光度之間存在關聯，且其光變週期越長，光度越大。換句話說，相比那些較為闇弱的造父變星，那些明亮的造父變星“脈動” 的週期更長（一般光變週期可以長達數天）。因為天文學家們可以相對容易地測定光變週期，這樣他們也就能夠得到這顆恆星的真實亮度資料。於是，只要觀察一顆造父變星的亮度，我們就能夠計算出它們的實際距離。但在宇宙中，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。

宇宙距離階梯五：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。星系遠離我們的速度越快，其波長的拉昇程度越明顯，在光譜中的表現便偏向紅端，被稱作紅移。那麼基於哈勃定律，可以發現，星系距離我們越遠，它們光譜中表現出的紅移量也會越大。因此反過來，對遙遠星系光譜紅移的觀測也為宇宙膨脹理論提供了堅實的觀測證據。從天體發出的電磁波的波長是不會改變的，但由於時空本身的膨脹，電磁波的波長被拉伸了。星系的退行速度越高，它們距離我們就越遠，它們的光譜紅移特徵就越明顯。

對星空的思考，從古至今從未停止，其中，人們對星星離我們到底有多遠也充滿了 好奇，古時，沒有科學的測量方法，只能憑空想象，從九霄雲外到三十三重天。那 麼，當科學流行起來後，我們是怎麼測量遠處天體的方法呢？

那麼，我們看看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，透過 下圖就可以直觀的瞭解，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，三角測量法只適用於400光年以內恆星的距離測 定。這個距離還沒有出銀河系呢。 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。那麼對於銀河系以外的天體呢？

銀河系之外的天體，大都指的是系外星系了，一般不會說具體測量哪顆恆星，一般 都是測量遙遠星系距離我們的距離。“造父變星”測距法是最長用的，也是準確度 相對較高的。什麼是造父變星，1784年古德里克發現了這種變星的光變現象，1908 年，美國女天文學家李維特透過研究發現，造父變星的亮度與光變週期之間存在著 數學關係，就是說，我們只要知道一顆造父變星的光變週期，就能透過公式求出這 顆星的絕對亮度值，然後再根據視亮度與其距離的平方成反比的規律，測定出視星 等，從而算出距離。順便說一下，這兩個人都是聾啞人。所以，造父變星就成了天 文測距中的“量天尺”，對於百萬光年以外的星系，我們需要找到那些星系中的造 父變星，找出其光變週期，從而測出離我們的距離，也就知道了那些星系距離我們 的大概距離。

對於億萬光年外的天體，已經無法分辨出單個恆星了，只能哈勃效應和宇宙學紅移 來判斷其距離。簡單的說，離我們越遠的天體遠離我們的速度越快，這樣它們發出 的光的頻率就會越來越往低頻端移動。簡單理解就是越遠的東西變得越紅了。這裡 就不展開說了。 其實還有一些測距方法，有時是幾種方法綜合測距，以提高精確率！

天文學家測量星球距離我們多遠，運用了多種方法。目前學術界用來測量天體距離的方法主要有電磁波反射、視差法、主序星重疊法、多普勒紅移法等。

電磁波反射適用於1光時內天體距離的，這個就不細說了。

三角視差法主要是用來測量300光年以內天體距離。三角視差法是一種利用不同視點對同一物體的視差來測定距離的方法。對同一個物體，分別在兩個點上進行觀測，兩條視線與兩個點之間的連線可以形成一個等腰三角形，根據這個三角形頂角的大小，就可以知道這個三角形的高，也就是物體距觀察者的距離。

遠一些的星星，如果它是主序星，利用這顆星星的顏色，就能夠確定他在赫羅圖裡的位置從而就確定了它的絕對星等（實際上它有多亮）。比較觀測出來的視星等（我們再地球上看它有多亮）這兩者一計算就知道距離了。

對於更遠的天體，目前主要依靠測量其紅移來估計。

美國天文學家哈勃於1929年確認，遙遠的星系均遠離我們地球所在的銀河系而去，同時，它們的紅移隨著它們的距離增大而成正比地增加。這一普遍規律稱為哈勃定律，它成為星系退行速度及其和地球的距離之間的相關的基礎。這就是說，一個天體發射的光所顯示的紅移越大，該天體的距離越遠，它的退行速度也越大。

因為天體離我們而去的速度與紅移成正比，所以測量紅移後就可計算其速度。有了速度就可以根據哈勃的速度-距離關係計算天體的距離。