宇宙如此浩瀚，天體之間的距離通常都非常遙遠(yuǎn)，那么天文學(xué)家們是如何測(cè)量天體距離的呢？
主要有以下幾種方法。
第一，最直接的方法，朝天體發(fā)射電磁波，然后等著接受返回的電磁波，光速是一定的，乘以時(shí)間就是天體之間的距離了。
如果天體之間距離相對(duì)較近，第一種方法就不行了，因?yàn)榧幢闶枪馑僭诤棋钪婷媲耙彩呛苈?，我們不可能坐等幾年甚至幾十年，需要用到三?span id="swes3yw" class="wpcom_tag_link">視差法。
這個(gè)方法原理也很簡(jiǎn)單，利用地球和太陽不同的位置來測(cè)量。當(dāng)?shù)厍蚍謩e位于太陽兩端時(shí)，觀測(cè)的目標(biāo)天體會(huì)跟地球和太陽形成一個(gè)夾角，角度是固定的。同時(shí)我們還知道太陽和地球的距離，一個(gè)邊長(zhǎng)，一個(gè)對(duì)角，計(jì)算其他兩個(gè)邊的邊長(zhǎng)就很容易了。
不過如果距離更遠(yuǎn)，三角視差法也不能使用了，這時(shí)候需要用到第三種方法：造父變星測(cè)量法。
變星，其實(shí)就是宇宙中亮度變化非常有規(guī)律的恒星，被稱為“量天尺”。之所以這樣叫，有一個(gè)重要前提，那就是恒星的亮度與亮度變化周期有著確定的關(guān)系，光度越大，亮度變化周期越長(zhǎng)。
舉個(gè)通俗的例子就明白了。假設(shè)有兩盞燈，其中一盞燈亮度為1，距離1千米。另外一盞燈你并不知道距離你有多遠(yuǎn)，但知道這盞燈的亮度，比如說亮度是0.5，那么這盞燈與你的距離就是2千米。
造父變星的原理也是一樣的。
如果距離再遠(yuǎn)呢？造父變星測(cè)量法也不好用了，需要用到光線的紅移。
著名天文學(xué)家哈勃發(fā)現(xiàn)了哈勃定律：宇宙一直在膨脹中，距離越遠(yuǎn)的天體遠(yuǎn)離地球的速度就越快。
紅移就是指光線變紅（波長(zhǎng)變長(zhǎng)，頻率變低），說白了，天體遠(yuǎn)離地球的速度越快，光就會(huì)越紅。
如果我們知道光線到底紅了多少，通過公式就可以計(jì)算出天體的距離了！
能夠看出，科學(xué)家們是多么的智慧，可以借助各種方法間接測(cè)量遙遠(yuǎn)天體的距離。日常生活中測(cè)量距離時(shí)，我們通常都會(huì)用實(shí)實(shí)在在的尺子，而科學(xué)家們的這些智慧方法讓我們大開眼界！
