天體距離測定方法指測定天體距離的各種方法，是 一個方法群。①月球和人造衛星等近距天體的測距，主要用鐳射測距法(另有釋條)。②太陽系天體的測距，用地平視差法。即在地球直徑兩端同時觀測被測天體時，兩視線方向的最大張角(或從被測天體上所看到的地球直徑的最大張角)，叫地平視差，以π表示，單位為角秒。天體距離以下式求得：S=206265a/π，式中a是地球直徑。因為兩個天文臺之間的距離已知，測量時間已知，就可算出π。同一所天文臺在不同時間測量天體的位置，也能算出π，但後者的精度較前者稍差。③太陽系外近距天體的測距(主要指距地球幾百光年以內的恆星)，用三角測量法。即在地球軌道直徑的兩端同時觀測某一天體時兩視線方向的最大張角(也相當於從天體上所看到的地球軌道直徑的張角)，叫三角視差，或週年視差，以π表示，則天體距離為S=206265a/π，式中a是地球軌道直徑。 [1]

1.太陽系外較遠天體的測距。所用方法都是統計性的，精度不很高。如星際視差法只適於某些特殊恆星，如O型和B型恆星。此外，還有主星序重迭法、力學視差法、統計視差法、分光視差法等。2.遙遠天體的測距，主要指河外星系和類星體的測距。這類天體都在遠離我們而去，後退速度與距離成正比。後退速度可從光譜的紅移量中得到，某一波長為λ的譜線，測得該譜線的紅移量為△λ，則天體距離可由下式算出，r=C△λ/λ·1/H，r以秒差距為單位，C是光速，H是哈勃常數，統計表明，H=50公里(秒· 百萬秒差距)。在△λ中既有後退引起的紅移，也有引力紅移，兩者難以分離。一般認為，引力紅移比運動紅移小得多。 [1]

在宇宙中，星體星羅棋佈，數以億億計，光是銀河系中，就有2000億到4000億顆恆星，注意，是恆星，行星的數量不知要比這多多少倍，另外還有很多籍籍無名的小型天體。

除了數量多，它們離我們的距離還非常遠，就算離我們最近的星體——月球，也有38萬公里。

在日常生活中，我們測量距離使用刻度尺、捲尺就可以完成測距任務，距離大點的，使用雷達、聲吶。

那如何測量地球與其他天體之間的距離呢？

在測量天體距離時，常使用的方法有以下兩種：三角視差法和無線光波測量法。

三角視差法是一種根據在不同視點對同一物體的視差來測定距離距離的方法。

測量方法：

對同一天體，分別在兩個不同的點，對同一天體進行觀測，在這種觀測中，把地球繞太陽執行的軌道看成圓形（實際也橢圓），這樣，兩條觀測視線長度相等，與地球兩點的連線組成一個等腰三角形。此時，地球兩個視點之間的距離已知，即線段AB的長度已知，仰角可使用天文儀器測得，然後利用三角函式知識經過計算即可得到地球與天體之間的距離。

這種方法通常用於測量離我們比較近的恆星的距離，一般小於100光年（一光年＝9.46×10ˇ12千米，即9.46萬億公里）。

首先，在地球上對準要測量的天體發射無線電波，到達天體後，無線電波會被反射回來，被接收到，可以得到無線電波從發射到接收所用的時間，除以2，便是單程時間，再乘以光速（無線電波的速度等於光速），即可得到目標天體與地球之間的距離。

這種測距方法使用起來很方便，且用時短，月球、水星、金星、火星等天體的距離都是用這種方法測得的，但無線光波測量法也有著明顯的缺點，那就是對於太陽、木星這種氣態天體，不會反射無線電波，而且隨著傳輸距離的不斷增大，無線電波的強度會大大衰減。

不過再怎麼測量，面對浩瀚的宇宙，以目前人類的技術，也只能得到一個粗略值，但人類探索太空的步伐一刻也沒有停止。

我將分條例給你解釋一下：

首先是恆星光譜，質量、成分差不多的恆星，擁有的吸收光譜差不多，亮度也差不多。想象一下，不遠處放一個燈泡，然後告訴你這個燈泡在1米遠時的亮度，你是不是就可以透過對比看到的亮度來算出它的距離？同樣的如果你透過光譜確定一顆恆星與太陽的光譜型一致，然後對比它和太陽的亮度差，就可以算出它的大概距離。

視差適用於距離較近的恆星。比如1月地球在太陽一側，7月在另一側，這之間隔了3億公里，所以看到的近距離的兩顆以上的恆星相對位置就會有變化，然後用簡單的三角視差就可以計算距離；

造父變星是一類光度會週期性變化的恆星。由於都具有很大的質量並且數量級一致，透過計算峰值亮度和低谷時亮度的差別，也可以確定它的實際亮度，進而確定距離；

Ia型超新星是白矮星吸收伴星物質引起的核聚變爆發，這個爆發有一個閾值。就是錢德拉塞卡極限1.44倍太陽質量，所以它總會在剛剛超過這個極限時爆發的特性就讓每個Ia超新星具有高度相同的亮度、光譜，所以得到一個已知距離的Ia超新星後，就可以拿它作為模型去計算其它Ia超新星的距離，於是超新星所在的星系的距離也就知道了；

II型超新星的原恆星自身重力足以突破錢德拉塞卡極限，卻無法進一步突破中子的簡併壓力，所以也都在一個特定的質量範圍內，透過模型用同樣方法亦可以計算出距離；

關於這個問題，我查看了一下百度。其中一篇文章說，大約有三種方法：

第一：雷達法

第二：三角視差法

第三：哈勃定律

這個問題太科學了，我瞭解一下，大約有三種，

第一，雷達法

第二三角視差法

第三哈勃定律。現學現賣了。

只能說你太小看科學的力量了，同時對科學的理解也太膚淺了。

可以肯定的說，我們今天對宇宙的認識，無論是眼前的太陽系，銀河系，還是對幾百億光年以外的深層宇宙，絕大部分的資訊取得都是靠光，依靠天體發出的微弱的光獲得了大量的資料，使我們瞭解了宇宙的成分和起源。

不要驚訝，就是看起來這麼簡單，但實際上的科技含量確實最尖端的。

對光的認識，還要感謝牛頓老爺子，牛頓最初發現了光不是單一的，而是由多種顏色綜合在一起的，這是對光譜最早的認識。後來到了19世紀初，夫琅和費正式發現了光譜，並公佈了對太陽觀測時發現的光譜中的暗線，這種暗線後來被命名為夫琅和費線。

我們現在知道，這些暗線都是對應著某一種元素，不同的元素有著不同的吸收光譜，也就在光譜上留下不同位置的暗線。因此，我們可以根據物質發出的光，分析出該物質由哪些元素組成，我們就是用這種方法瞭解了太陽的組成。

對於宇宙中的天體，我們同樣可以透過分析天體發出的光，來獲得該天體的組成物質，無論天體的遠近，只要我們能觀測到它發出的光，就可以知道它的組成了。

至於瞭解遙遠天體的距離，也是透過光，這需要感謝另一位牛人，就是哈勃。哈勃發現了光譜中吸收線的紅移和藍移現象，這就如同多普勒效應一樣，當天體以高速遠離我們的時候，其光譜中的譜線會發生紅移現象。

根據紅移的大小，就可以計算出該天體與我們的距離了，那些動輒幾十億，上百億光年遠的天體，都是這樣得到的結果。

因此，我們對遙遠天體的瞭解就是透過那麼一點點的光獲得的，但是這結果並不是猜出來的，而是有理論和試驗的依據。

想深入的瞭解就去多看看相關的書籍吧，科學的力量要遠遠大於你的想象。