既然說遙遠，那麼也就得有數十億或上百億光年的距離了。這個距離上，由於空間膨脹效應，會看起來以非常高的速度遠離我們而去。因此會有很明顯的紅移效應，距離越遠，紅移值則越高。因此就可以計算出該天體與我們的距離了。

這貨就是哈勃望遠鏡了，理論上來說哈勃望遠鏡並不能準確的測定距離。但是哈勃望遠鏡的集光能力很強，外面星系的微弱光線都是可以進行收集的。

這樣哈勃望遠鏡就可以收集到星空的光線圖譜。

而宇宙中最多的元素是氫元素，各種元素在發光輻射的時候都會有著自己的光譜特徵：

例如這是氫的：

同時，我們又知道宇宙中的星系距離我們越遠越加速的向外漂離，那麼根據紅移的定理我們再觀測其他星系的特徵光譜的時候就會發現這樣的現象：

原本的特徵暗線會有規律的向紅色方向偏移，所以策略下偏移了多少就可以直接估算出來這個星系距離我們多遠了。

當然，透過紅移去測量星系的距離會有幾百光年的誤差，但對於幾十萬甚至上千萬光年的尺度來說，幾百光年的誤差其實就不算什麼了。

因此哈勃測量星系距離的主要部件其實是裡面的光譜分析儀。

發現了星系的光束，就可以對該光束進行很多測定和分析，比如星系亮度(視星等)，光譜分析(頻率、紅移量等)，以及多次測定該星系的多道光束與黃道面投影的夾角度數。有了這些不同的資料資訊，因而星系距離的測定方法也不唯一。

方法一：無線電反射法

就字面意思的理解，即向某星體發現無線電波，再根據返回訊號的時間延遲，由

D = c * t/2

c為光速，t為接收反射訊號與發射訊號的時間差。

得到星系與地球的距離。該方法同樣可用於海底深度測量，地球半徑及地球內部構造的探測。

該方案相對較原始，但測量的結果比較精準。缺點是適用距離非常有限，一般也就太陽系內距地較近幾個星球的距離測量。

方法二：三角視差法

在科學前期積累的地球半徑、地球公轉半徑等資料的基礎上，對於一些較近的星系，我們可以透過三角視差法來測量該星系距地的遠近。

由三角函式cosα = r/D，得星系距離D = r/cosα

其中，α為光束方向與黃道面直徑夾角，r為日地距離(或平均公轉半徑)。

該方法不僅可以測算某恆星與地球的距離，還可以推算距地近似相等兩星系之間(B星距A星)的距離。缺點是當星系太遠(超過100光年)時，視差夾角太小無法分辨而不可用。方法三：主序擬合法與造父變星法

隨著時間推移，恆星的顏色都會逐漸變得更紅，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，且已經透過視差方法測定過距離的主序星進行對比。

這種方法因而被稱之為主序(星)擬合法，由此我們將能夠大大延伸我們的宇宙測量標尺，從而得以估算遙遠的多的恆星的距離，但其誤差範圍相對也更大。

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。

主序擬合法中的主序星，常常被視作一種“宇宙標準燭光”，被測量的恆星是假設為其亮度恆定。然而宇宙中還存在一些恆星，其自身亮度有著顯著變化，電磁輻射非常不穩定，我們稱之為變星。

多數恆星在亮度上幾乎都是固定的。以我們的太陽來說，太陽亮度在其11年的週期中變化幅度只有0.1%，可以忽略為亮度恆定。

對於這一類恆星，用普通的主序擬合法就不太實用，必須考慮其亮度變化週期，從而在同樣的週期間隔內測量(近似)同一等級亮度。

結合關係式：S ∝ L0 / D²

L0為恆星光度，S為恆星的亮度，D為恆星距地距離。

綜合其他方案測定。

方法四：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。

關係公式：M = m + 5 - 5lgπ

M為其絕對星等，m為該恆星的視星等，π為天體視差。

得到M的值後，再由距離模數公式：m - M = -5 + 5logD

求出該星系的距離d

該方法適用於距離在7 Mpc(約2,300萬光年)內的星系間距離測算，pc為“秒差距”(1pc近似為3.261光年)，Mpc為“百萬秒差距”。方法五：譜線紅移測距法

我們知道“多普勒效應”主要是測量聲波及電磁波物體移動速度的方法之一。而宇宙的恆星也在距離我們不斷遠去，相對於地球觀察者而言，其光的波長被拉大，頻率變低，整體光譜向紅外線區域偏移，即所謂紅移現象。

20 世紀初，光譜研究發現幾乎所有星系的都有紅移現象。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。

哈勃指出天體紅移與距離有關：Z = H*D /c

Z為光譜紅移量；c為光速；D為距離；H為哈勃常數(其值為50～80千米/秒·Mpc)

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。

利用該方法，目前測得的最大距離約為465億光年左右，也就得出我們當前可觀測宇宙的直徑約為930億光年。其他方法

除上之外，星系測距離測定的方法還有如：威爾遜-巴普測距法，星際視差法，力學視差法，星群視差法，統計視差法，自轉視差法等等。

雖然我們有著許多不同測量方法，但要準確測定某星系距地距離，也是困難重重的。其一是地球上接收到的遠距離光訊號是非常微弱的，且夾雜有太多宇宙噪音。其二是不同方法測量的結果大相徑庭，且沒有準確答案予以參考核對。

目前確定天體到地球的距離的方法主要有三種：一是三角測量法；二是標準燭光法；三是紅移法。

對天大多數離地球較遠的星系來說，多用的是紅移法：利用 天體紅移量與距離成正比的關係來計算其離地球的距離。

紅移法是利用對已知距離的天體與紅移量的統計結果得到的係數來應用到其他天體上的：實際出天體的紅移量，再利用已有的公式計算出其到地球的距離。此距離只是一個大概的數值，不會很準確的。因為紅移量與距離成正比是有條件的：當星際空間的物質分佈相對均勻且各向同性時，利用統計方法得到的距離與紅移量關係式才會較準確。當星際空間分佈有大量的不均勻物質時，則此計算公式就會有較大的誤差。

但目前利用紅移量直接計算天體退行距離的哈勃定律是存在較嚴重的問題的：因為天體紅移量並不是唯一地由天體退行速度而產生的多普勒效應，而可能主要由星際物質作用所產生。因此，天體退行速度並不是與紅移量成正比的。這也是為什麼哈勃望遠鏡會拍攝到不少星系相互碰撞的照片的原因所在。如果天體間的距離隨時間不斷擴大，則不可能出現星系相互碰撞。同時，如果天體紅移是由天體退行產生的多普勒效應，則一個天體也只能有一組紅移量線性譜線簇，不可能出現像類星體那樣的多組紅移量不等的發射和吸收譜線簇！

本人找到了一種方法可用來理清決定天體紅移量的主因：利用同時測量同一傾斜星系對稱部位上天體的紅移量，並利用其對稱性（視距離或視速度相等）來求差值，就可得到與視距離或與視速度有關的紅移分量，據此即可查明天體紅移量到底是由視速度的決定還是由視距離決定的。並可用來檢驗哈勃定律。此方案已經專家們稽核並發表在由中科院主辦的、中科協協辦的“科學智慧火花”網上了，應該是一個可行的方案。希望有條件的單位與個人能早日完成此項工作。