(1)三角視差法
河內（銀河系）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。
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以下文字和配圖用來解釋秒差距的概念：
http://zh.wikipedia.org/wiki/%E8%A7%86%E5%B7%AE
1秒差距(pc)＝206265天文單位(AU)＝3.26光年＝3.09×1013千米
1光年(1y)＝0.307秒差距(pc)＝63240天文單位(Au)＝0.95×1013千米。
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(2)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.
(3)造父周光關係測距法
大質量的恆星，當演化到晚期時，會呈現出不穩定的脈動現象，形成脈動變星。在這些脈動變星中，有一類脈動週期非常規則，中文名叫造父。造父是中國古代的星官名稱。仙王座δ星中有一顆名為造父一，它是一顆亮度會發生變化的“變星”。變星的光變原因很多。造父一屬於脈動變星一類。當它的星體膨脹時就顯得亮些，體積縮小時就顯得暗些。造父一的這種亮度變化很有規律，它的變化週期是5天8小時46分38秒鐘，稱為“光變週期”。在恆星世界裡，凡跟造父一有相同變化的變星，統稱“造父變星”。
1912 年美國一位女天文學家勒維特（Leavitt 1868--1921）研究小麥哲倫星系內的造父變星的星等與光變週期時發現：光變週期越長的恆星，其亮度就越大。這就是對後來測定恆星距離很有用的“周光關係”。許多河外星系的距離都是靠這個量天尺測量的。
摘者按： 詳見
周光關係：
http://zh.wikipedia.org/wiki/%E5%91%A8%E5%85%89%E5%85%B3%E7%B3%BB
距離模數：
http://zh.wikipedia.org/wiki/%E8%B7%9D%E7%A6%BB%E6%A8%A1%E6%95%B0
(4)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(l)比相應的實驗室測知的譜線的波長(l0)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，z=(l-l0)/ l0。
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。
(1)三角視差法
河內（銀河系）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。
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以下文字和配圖用來解釋秒差距的概念：
http://zh.wikipedia.org/wiki/%E8%A7%86%E5%B7%AE
1秒差距(pc)＝206265天文單位(AU)＝3.26光年＝3.09×1013千米
1光年(1y)＝0.307秒差距(pc)＝63240天文單位(Au)＝0.95×1013千米。
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(2)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.
(3)造父周光關係測距法
大質量的恆星，當演化到晚期時，會呈現出不穩定的脈動現象，形成脈動變星。在這些脈動變星中，有一類脈動週期非常規則，中文名叫造父。造父是中國古代的星官名稱。仙王座δ星中有一顆名為造父一，它是一顆亮度會發生變化的“變星”。變星的光變原因很多。造父一屬於脈動變星一類。當它的星體膨脹時就顯得亮些，體積縮小時就顯得暗些。造父一的這種亮度變化很有規律，它的變化週期是5天8小時46分38秒鐘，稱為“光變週期”。在恆星世界裡，凡跟造父一有相同變化的變星，統稱“造父變星”。
1912 年美國一位女天文學家勒維特（Leavitt 1868--1921）研究小麥哲倫星系內的造父變星的星等與光變週期時發現：光變週期越長的恆星，其亮度就越大。這就是對後來測定恆星距離很有用的“周光關係”。許多河外星系的距離都是靠這個量天尺測量的。
摘者按： 詳見
周光關係：
http://zh.wikipedia.org/wiki/%E5%91%A8%E5%85%89%E5%85%B3%E7%B3%BB
距離模數：
http://zh.wikipedia.org/wiki/%E8%B7%9D%E7%A6%BB%E6%A8%A1%E6%95%B0
(4)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(l)比相應的實驗室測知的譜線的波長(l0)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，z=(l-l0)/ l0。
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。