1. 近距離的用視差測量法。以遙遠的星空為背景，精確測量近距離恆星的位置，冬天測一次，夏天測一次，會發現兩次的位置差一點點。這是因為地球在公轉軌道上位置不同。如果兩次測量差兩個角秒，也就是說地球和太陽分別與恆星連線，夾角是一個角秒，這時恆星的距離就是1秒差距。用簡單的三角關係可以得到恆星的距離為1.5億公里 / 1角秒 = 30.86萬億公里，約合3.26光年。
2. 再遠的靠造父變星。一個光源的距離變成兩倍，亮度就降到四分之一。因此只要知道恆星的實際亮度，再與視亮度對比，就能得出距離。問題是怎麼能知道實際亮度呢？造父變星是一大類亮度會週期性變化的恆星。觀測大量造父變星發現，它們的真實亮度和亮度變化週期有確定的關係，測出它們的光變週期就能得到真實亮度，進一步測出距離。用造父變星可以測出幾百萬到上億光年以外星系的距離。
3. 更遠的靠Ia超新星。白矮星的質量有理論上限，大約1.44倍太陽質量。如果一個白矮星有個距離足夠近的伴星，它就會從伴星上吸取物質，質量逐漸增加。達到質量上限時就會爆炸，成為Ia型超新星。因此大部分Ia超新星爆發時的質量都相近，它們的亮度和光變曲線也有確定的關係。靠Ia型新星可以測出幾十億光年以外星系的距離。ps. 天文學家們其實主要用秒差距，許多時候只是為了科普才換算成光年。溫度就靠光譜測量，查對應黑體輻射的溫度，這個很容易。最後這個“相當於多少個太陽”，題主指的是體積、質量，還是輸出功率？
1. 近距離的用視差測量法。以遙遠的星空為背景，精確測量近距離恆星的位置，冬天測一次，夏天測一次，會發現兩次的位置差一點點。這是因為地球在公轉軌道上位置不同。如果兩次測量差兩個角秒，也就是說地球和太陽分別與恆星連線，夾角是一個角秒，這時恆星的距離就是1秒差距。用簡單的三角關係可以得到恆星的距離為1.5億公里 / 1角秒 = 30.86萬億公里，約合3.26光年。
2. 再遠的靠造父變星。一個光源的距離變成兩倍，亮度就降到四分之一。因此只要知道恆星的實際亮度，再與視亮度對比，就能得出距離。問題是怎麼能知道實際亮度呢？造父變星是一大類亮度會週期性變化的恆星。觀測大量造父變星發現，它們的真實亮度和亮度變化週期有確定的關係，測出它們的光變週期就能得到真實亮度，進一步測出距離。用造父變星可以測出幾百萬到上億光年以外星系的距離。
3. 更遠的靠Ia超新星。白矮星的質量有理論上限，大約1.44倍太陽質量。如果一個白矮星有個距離足夠近的伴星，它就會從伴星上吸取物質，質量逐漸增加。達到質量上限時就會爆炸，成為Ia型超新星。因此大部分Ia超新星爆發時的質量都相近，它們的亮度和光變曲線也有確定的關係。靠Ia型新星可以測出幾十億光年以外星系的距離。ps. 天文學家們其實主要用秒差距，許多時候只是為了科普才換算成光年。溫度就靠光譜測量，查對應黑體輻射的溫度，這個很容易。最後這個“相當於多少個太陽”，題主指的是體積、質量，還是輸出功率？