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，然后等著接收返回的電磁波，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模覀儾豢赡茏葞啄晟踔翈资辏枰玫饺且暡罘ā?/p>
這個(gè)方法原理也很簡(jiǎn)單，利用地球和太陽(yáng)不同的位置來(lái)測(cè)量。當(dāng)?shù)厍蚍謩e位于太陽(yáng)兩端時(shí)，觀測(cè)的目標(biāo)天體會(huì)跟地球和太陽(yáng)形成一個(gè)夾角，角度是固定的。同時(shí)我們還知道太陽(yáng)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(guò)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(chēng)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(shuō)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(xiàn)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(xiàn)變紅（波長(zhǎng)變長(zhǎng)，頻率變低），說(shuō)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(xiàn)到底紅了多少，通過(guò)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(kāi)眼界！
