普通天文學/距離梯
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宇宙距離梯 - 每一步都比前一步不那麼精確
- 雷達是最準確的方法，但它只適用於太陽系中的固體天體。太陽和木星等氣態行星不反射無線電波，因此無法用這種方法進行測距。
- 恆星視差，或基於恆星視位置隨觀察者位置變化的距離，是最初用於確定恆星距離的方法。這是估計恆星距離最準確的方法，但僅限於最近的恆星。視差越遠，恆星的視差越小，從地球上看，只有幾千顆恆星可以檢測到視差。但是，從地球大氣層之外的航天器上看，視差對更多恆星是可檢測的。
- 造父變星，是一種根據某些恆星的“週期光度”特徵確定宇宙距離的方法。造父變星是指亮度（光度）隨特定週期變化的恆星。它們在一定時間段內從最亮到最暗再到最亮變化亮度。
事實證明，週期與恆星的絕對星等或光度有關。光度是衡量恆星在所有波長上真正亮度的指標。[相比之下，燈泡有不同的光度，例如 60 瓦或 100 瓦。一個 60 瓦的燈泡在 5 英尺處看起來比在 50 英尺處亮得多，但它的光度仍然是 60 瓦。如果你知道光度是多少，並且可以測量表觀亮度，你就可以透過一個簡單的數學關係來確定距離。] 透過觀察恆星的週期，我們知道它的光度（與另一個被稱為“絕對星等”的量直接相關）。然後，透過將已知的亮度[絕對星等]與視亮度[視星等]進行比較，可以透過應用平方反比定律來找到距離[就像你可以在知道一個 60 瓦燈泡在你所在距離的亮度的情況下確定到燈泡的距離一樣]。這個特定方程被稱為“距離模數”。這對於尋找造父變星所在的星團的距離最為有用。（其他具有類似關係的恆星是 RR Lyrae 變星。）
- 光譜視差和基於光譜分類和赫羅圖（如下）的相關技術。也就是說，如果我們知道一顆“正常”恆星的光譜型別，我們就知道它的光度（在所有波長上的實際總能量輸出）。這是因為恆星遵循某種模式。也就是說，所有 G 型“正常”（非巨星）恆星都與所有其他 G 型恆星相似。所有 B 型正常恆星都與所有其他 B 型正常恆星相似。更具體地說，所有 G2 正常恆星（比如我們的太陽）的光度都大致相同。因此，如果我們可以根據其光譜識別一顆恆星為 G2，那麼我們就知道它的光度，因為我們知道它本質上與太陽的光度相同。如果我們知道光度或絕對星等，我們可以將其與觀測到的亮度[視星等]進行比較，從而透過距離模數數學地推匯出實際距離。
- 主序擬合是與“光譜視差”相關的過程，它將星團中恆星的赫羅圖與校準的赫羅圖進行比較，以確定絕對星等。這再次與恆星的視星等進行比較，並透過距離模數關係確定距離。
以上過程適用於確定銀河系內的距離。還有幾種其他技術用於確定銀河系以外的距離
- 造父變星。該技術可以用於少數附近的星系，但它受到限制，因為在少數附近的星系之外，無法看到單個恆星。
- 超新星星等。Ia 型超新星往往是由同一系列事件引起的，並且它們的絕對星等都傾向於相同。由於它們非常明亮（有時甚至超過整個星系的亮度），因此它們可以被看到比單個恆星遠得多，並且可以透過距離模數獲得距離，方法是將視星等與已知的絕對星等進行比較。
- 塔利-費舍爾關係。天文學家注意到螺旋星系的質量與其自轉速率有關。質量與恆星數量有關，而恆星數量又與星系的絕對星等有關（質量越大，恆星越多，星系越亮）。因此，透過測量星系的自轉速率，可以估計其真實亮度，距離可以透過距離模數來確定。
- 紅移。星系的光譜線位置發生偏移，這取決於星系距離我們有多遠。星系越遠，其光（以及包含在該光中的光譜線）越向光譜的紅色端偏移。因此，只需測量偏移量，天文學家就可以獲得星系遠離我們的速度；假設宇宙模型，這就可以計算出到星系的距離。