人類測量地球到其他星球的距離有很多方法，具體採用那種方法，一般是根據所測星球到地球的距離在什麼範圍。

天文學家常用的方法有：三角視差法、分光視差法、星團視差法、統計視差法、造父變星視差法等。測定恆星與我們的距離，500光年內，用三角視差法；10萬年內用光度法；5億光年內用造夫變星為標準；更遠處的星系，只能由星系的紅移量用哈勃定理推算星系的距離。

1.三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和已知底邊的距離，就可以知道這個三角形的高，也就是物體距觀察者的距離了。

例如，我們可以利用地球在公轉軌道上不同的位置，觀察同一顆恆星，並測量出地球兩位置點和恆星連線的夾角。因為我們知道地球到太陽的距離，這樣就可以算出恆星到地球的距離了。

2.分光視差法是分析恆星譜線以測定恆星距離的一種方法。以秒差距為單位的恆星距離r與它的視星等m（視星等）和絕對星等M之間存在下列關係： 　

5lgr=m-M +5

只要我們能測出這個星團中某一顆主序星的顏色，馬上就能知道它的光度，把光度和這顆星在天上看起來的視亮度加以對比，略作計算，我就能求出這顆星的，也就是這個星團的距離。

3.由於中國古代將“仙王座δ”稱作“造父一”，所以天文學家便把此類週期性改變光度的星，都叫做造父變星。科學家們經過研究發現，這些變星的亮度變化與它們變化的週期存在著一種確定的關係，光變週期越長，亮度變化越大。 人們把這叫做周光關係，並得到了周光關 系曲線。

既然我們能利用恆星的光度測量距離，以後在測量不知距離的星團、星系時，只要能觀測到其中的造父變星，利用周光關係就可以將星團、星系的距離確定出來。

4.天文學家哈勃發現，河外星系視向退行速度v與距離d成正比：

v = H0×d v為退行速度，d為星系距離，H0為哈勃常數。

哈勃定律有著廣泛的應用，它是測量遙遠星系距離的唯一有效方法：只要測出星系譜線的紅移，再換算出退行速度，便可由哈勃定律算出該星系的距離。

5.對於行星，我們用開普勒第三定律，進行計算就可以了：4π^2.a^3/T^2=G(M+m)，

式中M是恆星的質量，m是行星質量，a是軌道的半長軸，T軌道週期。

三角測量法

很多朋友可能表示從來沒聽過這個測量方法，但是你在日常生活中肯定接觸過或者看到過。我們在一些抗日電視劇裡經常看到這樣一個畫面：炮手在開炮之前，通常要將右手大拇指豎起來，然後閉上一隻眼睛，緊接著再換另外一隻眼睛，就可以大概估算出目的地的距離，然後調整炮口的角度，再進行炮擊。這裡小炮手所使用的測量方法，就是這裡說的三角測量法。其原理也是非常的簡單，根據雙眼之間的距離，以及閉上左、右眼時所觀測的景象的距離，就可以透過數學運算計算出目標點的距離

但是這種測量方法也有其明顯的缺點，就是不能測量太過遙遠的物體，你可以自己試試用這種方法去測量夜晚的星星，答案就是無法得知結果。那麼這種方法是如何應用於天文學的測量的呢？其實啊，我們不能測量太過遙遠的原因就是我們兩眼間的距離太小了，和那些動輒幾百光年的遙遠恆星根本沒法比，那麼我們就需要一個更大的“眼睛”來幫助進行測量恆星的距離。看到這裡你有沒有想到更好的方法呢？

當然，早就有人想出更好的方法了。既然人眼的尺度太小，那麼可以將這個尺度擴大到地球大小不就能測量了嗎？在地球的兩極，或者說任何相對地心對稱的位置設定兩臺測量儀，將它們的仰角調到同一高度，然後透過對同一片天空的記錄，進行比對和調整，再測量出兩臺測量儀之間的“視差”，不就可以計算出恆星相對於地球的距離了嗎？可是隨著科學的進步，地球尺度的大小也開始不夠用了，有些星體的距離有幾億或者幾十億光年之遙遠，那麼又該怎麼辦呢？聰明的人永遠能想出特別的辦法。有人提出，在地球公轉軌道尺度上測量不就可以測更加遙遠恆星的距離了嗎？這裡舉個栗子：比如我在6月1日這一天在某一時刻記錄某一刻遙遠的恆星在天空中的位置，然後在1月1日這一天同一時刻再記錄那顆恆星在天空中的位置，比對兩張星象圖，就可以計算出遙遠恆星的距離。這裡以地球繞太陽公轉時兩個極端位置作為“人眼”，可以大概算出距我們幾十億光年恆星的距離。

測定恆星距離的方法主要分為三類：

1.哈勃定律-紅移測定法。

哈勃定律表明，恆星的退行速度v和距離地球的距離成正比，即v=hr。其中h是哈勃常數，是個定值。r是星系或者恆星和地球的距離。只要知道退行速度v，就可以計算出來距離r。而退行速度v可以透過恆星或者星系發出光的紅移程度進行計算。

2.視差法

此方法包括的分類比較多，有三角視差法、分光視差法、星團視差法、統計視差法等。其中常用的就是三角視差法，就是利用不同地點觀察恆星所處的角度視差，透過日地距離進行參比計算出恆星和地球的距離。這種方法，多用於對距離地球較近恆星的測量。

3.造父變星法

它的光變週期（即亮度變化一週的時間）與它的光度成正比，因此可用於測量星際和星系際的距離。

宇宙中的星體都很遙遠，用地球上常用的度量單位表示數字太大，所以一般用天文單位和光年來計算，單位是以地球到太陽的平均距離來確定的，一個天文單位約為1.5億千米；光年是以每秒光在真空中的速度約30萬千米，一年可以行駛約10萬億千米，所以一光年的距離就是10萬億千米。如果以光年計，太陽到地球的距離為8光分；離我們最近的恆星是半人馬座的南門二恆星系的比鄰星，距離我們約4.2光年；目前發現離我們最遠的z8_GND_5296星系，距離我們為130多億光年。

一直以來，社會上不少人都對宇宙中遙遠天體距離的測量覺得很神秘，有的更是覺得是科學家們亂猜的，那麼遙遠的的距離怎麼可能測得出來呢，又沒拿捲尺去量，誰知道是不是瞎子估水，一擔兩桶，瞎說。那麼這些距離是不是真是估算出來的呢？如果不是又是怎麼算出來的呢？其實，科學家對星空的觀測有很多辦法，這些方法經過幾百年的提煉和深化，已經越來越精確，比用捲尺去量精確多了。因為捲尺只能測量短距離，任何捲尺都有熱脹冷縮和拉伸效應，所以大距離測量是誤差很大的，在地球上現在也不用這種方式來測較長的距離了，而是用儀器和gps定位系統來精確測量。星空的測量非常複雜，也有多種方法，現在介紹主要的幾種。

一、三角視差法

河內天體的距離又稱為視差，恆星對日地平均距離（a）的張角叫做恆星的三角視差（p），則較近的恆星的距離D可表示為：sinπ=a/D，若π很小，π以角秒錶示，且單位取秒差距（pc），則有：D=1/π。用週年視差法測定恆星距離，有一定的侷限性，因為恆星離我們愈遠，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎，至今用這種方法測量了約10，000多顆恆星。

二、分光視差法

對於距離更遙遠的恆星，比如距離超過110pc的恆星，由於週年視差非常小，無法用三角視差法測出。於是，又發展了另外一種比較方便的方法--分光視差法。該方法的核心是根據恆星的譜線強度去確定恆星的光度，知道了光度（絕對星等M），由觀測得到的視星等（m）就可以得到距離。m - M= -5 + 5logD.

三、譜線紅移測距法

20 世紀初，光譜研究發現幾乎所有星系的都有紅移現象。所謂紅移是指觀測到的譜線的波長比相應的實驗室測知的譜線的波長要長，而在光譜中紅光的波長較長，因而把譜線向波長較長的方向的移動叫做光譜的紅移。1929年哈勃用2.5米大型望遠鏡觀測到更多的河外星系，又發現星系距我們越遠，其譜線紅移量越大。

譜線紅移的流行解釋是大爆炸宇宙學說。哈勃指出天體紅移與距離有關：Z = H*d /c，這就是著名的哈勃定律，式中Z為紅移量；c為光速；d為距離；H為哈勃常數，其值為50～80千米/（秒•兆秒差距）。根據這個定律，只要測出河外星系譜線的紅移量Z，便可算出星系的距離D。用譜線紅移法可以測定遠達百億光年計的距離。

天文學家利用三角視差法、分光視差法、統計視差法、造父視差法和力學視差法等，測定恆星與我們的距離。

1、三角視差法

透過不同位置對同一個天體測量恆星角度，再依據底部連線的距離就能計算這個等腰三角形的資料了。

三角視差法適合近距離的觀測天體距離，一般不能超過100光年。

2、分光視差法

分光視差法是利用恆星光譜中某些譜線的強度比和絕對星等的線性經驗關係，即由測定一些譜線對的強度比求絕對星等，進而由距離模數公式得到距離。

簡單來說就是依據光譜和這個類星體的光譜強度比值計算得到不同距離強度，再依據新觀測的資料進行對比得到距離。

3、造父視差法（標準燭光法），目前這個用的最多

用以測量出天體的光度L0和亮度S，然後利用這個公式（S∝L0/r2）計算天體的距離r。

天文學家勒維特發現“造父變星”，它們的光變週期與光度之間存在著確定的關係。於是可以透過測量它的光變週期來定出光度，再求出距離。如果銀河系外的星系中有顆造父變星，那麼我們就可以知道這個星系與我們之間的距離了。

肯定不能靠尺子量，而測量的秘密就藏在高中的“三角形”函式知識中，這種最簡單的測量方法叫做“三角形視差法”。

如何用“三角形視差法”測遠處星星的距離？

先了解下視差的概念。

簡單想象一下，你坐在自家的窗邊，遠方不遠處有一座塔樓。你平行視窗左右走動，你身邊的物體會在你的視線內左右移動，而遠處的塔樓會比近處的物體感覺移動的少。這種效應就叫做視差。

運用這種原理，就可以測量遠方的星球與我們的距離。

當地球繞著太陽公轉的時候，相當於遠方的星星來說，就是在左右移動。而離我們越遠的星星，我們能看到它的移動距離就越短，這種移動非常微弱。

一般我們在1月份透過觀察，記錄一下測量星星的位置，然後在7月份再測量一下這個星星的位置，就能大概得到一個如上圖一樣的三角形。

這個三角形的底，就是地球公轉的直徑。所對的角就是星星出現的移動距離。在用些高中的三角函式知識，就可以算出這個三角形的高，這就是地球和這顆星星的距離。

2013年12月19日，歐洲航天局ESA向太空發射了一臺名叫“蓋亞”的太空望遠鏡。它可以替代我們的肉眼，不受大氣層的影響，以更精準的方式計算各天體的視差，從而得出它與我們的距離。

目前“蓋亞”測量的星星超過10億顆，並逐漸繪製成了一幅銀河系的星圖。

那最早的地球與太陽的距離又是怎麼測量出來的？

一般用的方法叫“金星凌日”測日地距離，是1716年由英國天文學家哈雷發現的。

首先，根據開普勒第三定律，我們可得知地球到太陽的距離與金星到太陽的距離的比值，即金星和地球的距離：金星到太陽的距離=0.28:0.72。

然後，在地球上選A、B兩個觀察點，在同一時刻觀察金星在太陽上的投影A′、B′，透過AB的距離就可計算出A′B′的距離。再透過對比A′B′的視距離與太陽的視直徑的關係，就可以算出太陽的直徑。

最後，再透過地球上看到的太陽視直徑與計算出的真實直徑的關係，就可以用視差算出日地之間的距離了。

而我們現在知道日地距離一個基本天文單位（1AU=149,597,870,700m），所以日地距離的測定也被譽為“最崇高的天文問題”。

還有一種最簡單有效的遠距離測量法叫：造父變星測量法。

變星，是指一種發光週期性變化的恆星，也就是一閃一閃的星星。而造父變星是其中一種，它的特點是：它的發光總亮度與一閃一閃的發光週期，呈線性變化關係。

而一顆恆星散射的光，在宇宙中傳播越遠越暗，而根據我們所能看見的星光亮度，我們就可以估算出它與我們的距離。

而這個換算關係是怎麼來的呢?

那就是上面透過第一種方法算出許多恆星距離後，透過它們的距離與光亮的變化關係總結出來的。

目前，我們對於仙女座大星雲距離的測量就是透過造父變星測量法得來的，所以造父變星又被稱為“宇宙的燈塔”。

所以，現在不管你想測那個星系的距離，只要你能找到那個星系裡的一顆造父變星就行了，但前提是我們能看的見。

總結

看似無法測量的星球距離，運用一些簡單的數學原理，就能解決了。

當然，隨著對更加遙遠的星球的探測，現在還有哈勃效應、宇宙紅移等多種測量方法，而每一種方法都體現了人類的智慧。

我們有很多種方法由近到遠的測量不同距離的天體，同時這些方法也可以相互驗證，以避免出錯。

對於比較近的天體，如太陽系內的很多天體，我們可以用三角視差法，鐳射測距，雷達測距等眾多的方法。

比如對月球距離的測量，對金星，火星距離的測量，早期都使用過雷達測距，鐳射測距的話我們對月球使用的最多，阿波羅計劃期間在月球表面先後安裝了三套鐳射反射裝置，後來多次利用測量過。

三角視差法基本大家在中學階段就都瞭解過，這種方式適用範圍較廣，可以用於近到幾米的距離，遠到幾十光年的距離，是一種最基礎的測量工具。

對於更遠的距離，我們可以利用天體光度的變化來測量距離，包括分光視差，造父變星，超新星等，都是透過測量光度的變化來計算出距離的。

比較典型的是造父變星測距法，這是個可以測量距離達到數百萬光年的方法，由於造父變星有著穩定的變光週期，因此可以透過這種週期計算出天體的距離。因此，造父變星也被稱作量天尺。

在更大的尺度上，我們測量距離就要用譜線紅移的方法了。由於我們發現天體運動的速度越快，其光譜的譜線就會發生移動，這種移動與速度是有關的。而在大尺度上，由於空間膨脹效應，所以遙遠天體的譜線移動都很明顯。因此，我們測量數億到數百億光年尺度上，都是使用譜線紅移的測量方法的。

因此，我們可以利用很多種不同的方法來測量天體的距離，同時也可以相互驗證，所以，即便存在一定的誤差，這個誤差也是有限的。

經常聽到各種關於天文的報道，動輒距離上千上萬光年，對於如此遙遠的距離，科學家又是如何得知的呢。簡單一個字概括，就是“看”，用啥看？用望遠鏡看。不過，測量地月距離就不需要利用望遠鏡了，由於距離很近，直接採用電磁波測距就行了，由於電磁波的速度是光速，一來一回就可以計算地月距離了。

下文主要說說那些距離地球比較遠的天體，究竟是如何計算天體距離的。

恆星視差法：

這種方法在100秒差距之內是有效的，秒差距是一種距離單位，1秒差距等於3.261光年，因此，恆星視差法可以精確的計算326光年內的天體距離。以地球繞日公轉的軌道直徑為底線，這樣的話，可以根據不同時間觀測到的那顆恆星的視差，解三角形就可以得出那顆恆星距地距離。

光譜視差法：

這種方法在數百萬光年乃至一千萬光年以內都是有效的。利用望遠鏡觀察這顆恆星的顏色，找到它在赫羅圖裡對應的位置，就可以確定它處在恆星演化的何種階段，判定它的實際亮度有多少，即絕對星等。望遠鏡觀測到的亮度是視星等，知道了絕對星等（實際的亮度）以及視星等（在地球上看它的亮度），代入距離模公式，就可以計算出這顆星體距地球距離了。

造父變星：

造父變星是宇宙中表現較為奇特的恆星，它的亮度隨著時間呈現出週期性的變化，這是可以確定的線性關係。造父變星週期性的變大變小，這是由於它輻射壓力與引力不對等導致的，體型縮小的時候，光度變大，體型變大的時候，光度變小。

利用造父變星測距，與上面的方法類似，也要知道變星的絕對星等，由變星的視星等以及絕對星等代入到公式中就可以知道距離了。這種方法可以測量5000萬光年之內的距離。

超新星測距：

對於那些更為遙遠的天體，可以採用超新星測距的方法，簡而言之就是根據I型超新星爆發時候的亮度，I型超新星爆發時候的理論最大亮度是一定的，現在只要知道它爆發時候的最大視亮度就行了，大致的方法與上述是類似的，代入公式就可以知道距離。這種方法測量的範圍比較遙遠，可以測量數十億光年的範圍。

哈勃定律：

對於那些更為遙遠的星系，在測量距離時需要用到哈勃定律，根據觀測資料，可以得出紅移值，根據紅移值可以得出該星系遠離我們的速度，根據哈勃推匯出來的公式，即哈勃公式，遠離的速度與距離是有一定關係的，代入公式就可以得知該星系距地距離了。此方法可以適用於遙遠的可觀測宇宙邊疆。

宇宙中天體眾多，在測量遙遠天體的距離時，天體一般指的是星系，因為單個恆星的發光能力已經不足以跨越如此遙遠的距離被我們看到了，在更遙遠的地方，哪怕是龐大的星系也只能看到微弱的光芒。天文學家得出的那些天文距離，並不是瞎猜的，資料的背後是有著龐大的觀測資料以及理論支撐的。

人類瞭解天體是從近到遠的，首先知道太陽系中物體和地球的距離。為此，使用了開普勒第三定律。這表明對於太陽系中的任何物體，軌道週期(以年為單位)與軌道的平均半徑有關。這個時期可以很容易地透過晚上出去觀察行星或其他任何運動來確定。透過向離地球最近的火星或金星傳送雷達脈衝知道距離，再按比例計算出地球與太陽的距離，其餘的行星也能算出來了。

出了太陽系的天體太遠了，雷達沒有任何用處。天文學家使用的是一種叫做視差(有時叫做三角視差)的方法。要在小範圍內觀察視差，將一根手指舉到你面前一臂遠的地方，先用左眼觀察，然後用右眼觀察。你的手指會相對於背景改變位置。具體多少取決於距離眼睛與伸出的手指之間的距離(稱為基線)。要在恆星上使用這種方法，我們需要最長的基線，也就是地球軌道的直徑。如果有一天晚上你給天空的某個區域拍了一張照片，六個月後又給同一區域拍了另一張照片，那麼天空中那個區域附近的恆星會相對於其他恆星稍微移動它們的位置。對於近幾百光年的恆星，視差可以用這種方法測量。太遠的恆星，位移太小而無法檢測。

為了看到更遠的距離，天文學家通常使用“標準燭光”方法。天體的表觀亮度既取決於它實際上有多亮，也取決於它有多遠。例如，如果100瓦的燈泡在10米之外，它看起來和5米之外的25瓦燈泡一樣亮。“標準燭光”是已知亮度的天體。如果測量它的表觀亮度，就能確定它有多遠。這可以用來確定任何距離，只要你還能看到你用作標準亮度的天體。例如，可以用視差的距離來確定正常恆星或被稱為“主序列”恆星的各種顏色的平均亮度。

這給了我們一個標準燭光亮度，可以測量我們銀河系中大約十萬光年以外的各種星團距離。 然後，在一些星團中，我們看到被稱為造父變星的恆星，它們的亮度隨時間以某種方式變化。它們的平均亮度取決於它們的週期，如果天文學家在一個已知距離的星團中看到一個，可以確定它的亮度，從而準確地確定亮度取決於週期，所以有了另一個標準燭光亮度。因為造父變星比主序列星亮，天文學家可以在更遠的地方使用它們，這樣我們就可以確定造父變星在附近星系中的距離，從而確定到這些星系的距離。這反過來允許天文學家確定更亮的標準蠟燭的亮度，等等。目前，最大的距離是從一種叫做超新星1a的爆炸恆星獲得的。它們的亮度幾乎是我們太陽的100億倍，並且可以在可見宇宙的邊緣看到。

天文學家告訴我們

月球距離地球38萬公里，太陽距離地球1.5億公里，最近的恆星比鄰星距離地球4.22光年，37.5億年後就會撞上我們的仙女座星系現在距離地球254萬光年，目前人類文明的可觀測宇宙直徑是930億光年。

大多數人第一次看到上面的天體距離資料時總會不由自主的想，天文學家們是用何種辦法獲得這些資料的呢？今天我們就來詳細介紹一下目前天文學界常用的幾種，測定遙遠天體距離的原理辦法。

1.鐳射測距和電磁波測距

在測定月球距離時天文學家在地面上向月球打一束強鐳射，目標直指當年阿波羅登月時美國留下的反射器，由於光速是恆定不變的每秒三十萬公里，因此只需要統計鐳射反射回來所需的時間就能獲得精確的地月距離。在美國沒有向月球部署反射器之前，天文學家們採用向月球發射強電磁波的方法來測定地月距離，因為電磁波的傳遞速度也是光速。

2.恆星視差法

在測定太陽系外恆星的距離時，天文學家用地球公轉軌道來做基線，由於地球軌道是一個橢圓軌道，因此地球位於軌道一側和另一側時星空中恆星的位置是會發生微小變化的，這時我們就能用三角視差法來測定恆星距離。

3.造父變星法

在我們的宇宙中存在著一種亮度與震盪週期互相聯絡的恆星，天文學家將這種恆星稱之為“變星”，而造父變星的光變週期和光度則成正比例關係，因此天文學家想要測定遙遠星系的距離只需要找到其內的造父變星就可以了。

上世紀初埃德溫.哈勃就是透過分析造父變星確定了仙女座星雲其實是和銀河系一樣擁有大量恆星的螺旋星系。

4.哈勃紅移法

埃德溫.哈勃是第一個發現宇宙膨脹的人，而他發現的方法就是分析遙遠星系的紅移資料，紅移值越高就說明星系遠離地球的速度越快，而由於宇宙膨脹在大尺度上才十分明顯，因此哈勃紅移法一般用來測定星系群或者星系團等超級天體系統和地球的距離。

以上就是目前天文學家測定遙遠天體的主要辦法

我們可能會對星座比較感興趣，但是星座告訴我們的僅僅是天體在星空當中所處的方位，可能有些恆星離我們比較近，也可能離得異常的遙遠，但是我們肉眼無法區別。

所以距離是非常重要的，我們通常採用視差法的方法來測量距離，觀測者透過位置的改變，可以看到物體在遠處的投影位置會發生一些變化。

第一種測量方法

那就可以獲得這個距離，這種獲取距離的方式叫視差法

視差法測距實際上是用到了幾何的性質

在古時候，比方說存在一個湍急的河流，我們要測量河流的這一邊到河對岸的距離，觀測者無法到河地對岸去。

那我們可以在河的這一邊構造一個基線，這個基線的長度是可以來測量的，我們可以站在這個基線的兩個不同的位置對河對岸來進行測量。

測量這個視差，把這個角度給它測出來，所以這個距離就等於它的基線除以視差，我們就可以獲知距離。

實際上像我們生活當中每一天，我們都用到了這種視差法，我們人類有兩個眼睛，就是因為有兩個眼睛會產生視差，可以讓我們來判斷距離。

那麼按照三角視差的方法，我們知道要獲得很好的距離測量的精度取決於兩個因素，基線的長短同時取決於角度的解析度。

在我們地球上，我們可以把這個基線不斷不斷地延長，我們可以把這個基線，取到我們地球的半徑來研究。

在我們太陽系內，我們地球繞太陽做軌道運動，它的半徑作為基線來測量距離。

我們透過半年的時間來觀測某顆恆星在星空當中的投影，它位置的改變可以測量出來角度視差的大小。

我們結合日地的距離，就可以把恆星與我們的位置計算出來，所以說這種方式來測量出來的距離我們通常用秒差距來表徵。

比方說我們測量出來某一個天體，它半年角度的變化為1角秒，我們通常會把它所對應的一個真實的距離叫做一個秒差距。

所以我們可以透過一個簡單的幾何的推導的過程，就可以把秒差距長度可以算出來。

在週年方法來測距時，用到了就是地球繞著太陽軌道執行的半長軸作為基線測量。

因為我們地球上會受到行星，大氣的擾動的影響，所以我們觀測裝置，儀器的角解析度是有極限的。

這就使得我們用週年法來測距，存在一定的測距的範圍，最多可能看到幾百個秒差距的地方。

距離的測量在天文學的研究當中有非常重要的意義，當然，我們很難找到統一的方法來進行距離的測量。

其它測量方法

那麼對於更遠的距離，我們如何來測距呢？

赫羅圖

如果結合赫羅圖，我們可以構造分光視差的方法進行測距。

那對於更更加遙遠的天體，我們可以利用某一類非常特殊的恆星，這類恆星它具有一個非常有意思的特徵，它會大規模整體的脈動，並且最大的亮度，會跟它的脈動的週期成正比。

那這種天體當中的，其中最典型的叫做造父變星，那麼它就像一把量天尺，我們可以用造父變星來測量天體離我們的距離。

那麼對於更更更加遙遠的天體，我們可以用這樣一些Ia型超新星作為標準燭光，來實現距離的測量。

對於在我們近鄰距離的測量，我們可以透過雷達回波實驗來實現。

所以這裡我們最後展現一個宇宙的距離階梯