三角視差法
測量天體之間的距離可不是一件容易的事.天文學家把需要測量的天體按遠近不同分成好幾個等級.離我們比較近的天體,它們離我們最遠不超過100光年（1光年＝9.461012千米）,天文學家用三角視差法測量它們的距離.三角視差法是把被測的那個天體置於一個特大三角形的頂點,地球繞太陽公轉的軌道直徑的兩端是這個三角形的另外二個頂點,透過測量地球到那個天體的視角,再用到已知的地球繞太陽公轉軌道的直徑,依靠三角公式就能推算出那個天體到我們的距離了.稍遠一點的天體我們無法用三角視差法測量它和地球之間的距離,因為在地球上再也不能精確地測定他它們的視差了.
移動星團法
這時我們要用運動學的方法來測量距離,運動學的方法在天文學中也叫移動星團法,根據它們的運動速度來確定距離.不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恆星是以相等和平行的速度在銀河系中移動的.在銀河系之外的天體,運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離.
造父視差法（標準燭光法）
物理學中有一個關於光度、亮度和距離關係的公式.S∝L0/r2
測量出天體的光度L0和亮度S,然後利用這個公式就知道天體的距離r.光度和亮度的含義是不一樣的,亮度是指我們所看到的發光體有多亮,這是我們在地球上可直接測量的.光度是指發光物體本身的發光本領,關鍵是設法知道它就能得到距離.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廣度,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.那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠星系,當然要另外想辦法.
三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法,前一支的尺度是幾百光年,後一支是幾百萬光年.在中間地帶則使用統計方法和間接方法.最大的量天尺是哈勃定律方法,尺度達100億光年數量級.
哈勃定律方法
1929年哈勃(Edwin Hubble)對河外星系的視向速度與距離的關係進行了研究.當時只有46個河外星系的視向速度可以利用,而其中僅有24個有推算出的距離,哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關係.現代精確觀測已證實這種線性正比關係
V = H0×d
其中v為退行速度,d為星系距離,H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值為0
三角視差法
測量天體之間的距離可不是一件容易的事.天文學家把需要測量的天體按遠近不同分成好幾個等級.離我們比較近的天體,它們離我們最遠不超過100光年（1光年＝9.461012千米）,天文學家用三角視差法測量它們的距離.三角視差法是把被測的那個天體置於一個特大三角形的頂點,地球繞太陽公轉的軌道直徑的兩端是這個三角形的另外二個頂點,透過測量地球到那個天體的視角,再用到已知的地球繞太陽公轉軌道的直徑,依靠三角公式就能推算出那個天體到我們的距離了.稍遠一點的天體我們無法用三角視差法測量它和地球之間的距離,因為在地球上再也不能精確地測定他它們的視差了.
移動星團法
這時我們要用運動學的方法來測量距離,運動學的方法在天文學中也叫移動星團法,根據它們的運動速度來確定距離.不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恆星是以相等和平行的速度在銀河系中移動的.在銀河系之外的天體,運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離.
造父視差法（標準燭光法）
物理學中有一個關於光度、亮度和距離關係的公式.S∝L0/r2
測量出天體的光度L0和亮度S,然後利用這個公式就知道天體的距離r.光度和亮度的含義是不一樣的,亮度是指我們所看到的發光體有多亮,這是我們在地球上可直接測量的.光度是指發光物體本身的發光本領,關鍵是設法知道它就能得到距離.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廣度,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.那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠星系,當然要另外想辦法.
三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法,前一支的尺度是幾百光年,後一支是幾百萬光年.在中間地帶則使用統計方法和間接方法.最大的量天尺是哈勃定律方法,尺度達100億光年數量級.
哈勃定律方法
1929年哈勃(Edwin Hubble)對河外星系的視向速度與距離的關係進行了研究.當時只有46個河外星系的視向速度可以利用,而其中僅有24個有推算出的距離,哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關係.現代精確觀測已證實這種線性正比關係
V = H0×d
其中v為退行速度,d為星系距離,H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值為0