地球到其他星体的距离是如何测算出来的？
我们可能会对 星座 比较感兴趣，但是 星座 告诉我们的仅仅是天体在星空当中所处的方位，可能有些恒星离我们比较近，也可能离得异常的遥远，但是我们肉眼无法区别。
所以距离是非常重要的，我们通常采用视差法的方法来测量距离，观测者通过位置的改变，可以看到物体在远处的投影位置会发生一些变化。
第一种测量方法
那就可以获得这个距离，这种获取距离的方式叫 视差法
视差法测距实际上是用到了几何的性质
在古时候，比方说存在一个湍急的河流，我们要测量河流的这一边到河对岸的距离，观测者无法到河地对岸去。
那我们可以在河的这一边构造一个基线，这个基线的长度是可以来测量的，我们可以站在这个基线的两个不同的位置对河对岸来进行测量。
测量这个视差，把这个角度给它测出来，所以这个距离就等于它的基线除以视差，我们就可以获知距离。
实际上像我们生活当中每一天，我们都用到了这种视差法，我们人类有两个眼睛，就是因为有两个眼睛会产生视差，可以让我们来判断距离。
那么按照三角视差的方法，我们知道要获得很好的距离测量的精度取决于两个因素，基线的长短同时取决于角度的分辨率。
在我们地球上，我们可以把这个基线不断不断地延长，我们可以把这个基线，取到我们地球的半径来研究。
在我们太阳系内，我们地球绕太阳做轨道运动，它的半径作为基线来测量距离。
我们通过半年的时间来观测某颗恒星在星空当中的投影，它位置的改变可以测量出来角度视差的大小。
我们结合日地的距离，就可以把恒星与我们的位置计算出来，所以说这种方式来测量出来的距离我们通常用秒差距来表征。
比方说我们测量出来某一个天体，它半年角度的变化为1角秒，我们通常会把它所对应的一个真实的距离叫做一个秒差距。
所以我们可以通过一个简单的几何的推导的过程，就可以把秒差距长度可以算出来。
在周年方法来测距时，用到了就是地球绕着太阳轨道运行的半长轴作为基线测量。
因为我们地球上会受到行星，大气的扰动的影响，所以我们观测设备，仪器的角分辨率是有极限的。
这就使得我们用周年法来测距，存在一定的测距的范围，最多可能看到几百个秒差距的地方。
距离的测量在天文学的研究当中有非常重要的意义，当然，我们很难找到统一的方法来进行距离的测量。
其它测量方法
那么对于更远的距离，我们如何来测距呢？
赫罗图
如果结合赫罗图，我们可以构造分光视差的方法进行测距。
那对于更更加遥远的天体 ，我们可以利用某一类非常特殊的恒星，这类恒星它具有一个非常有意思的特征，它会大规模整体的脉动，并且最大的亮度，会跟它的脉动的周期成正比。
那这种天体当中的，其中最典型的叫做造父变星，那么它就像一把量天尺，我们可以用造父变星来测量天体离我们的距离。
那么对于更更更加遥远的天体， 我们可以用这样一些Ia型超新星作为标准烛光，来实现距离的测量。
对于在我们近邻距离的测量 ，我们可以通过雷达回波实验来实现。
所以这里我们最后展现一个宇宙的距离阶梯
经常听到各种关于天文的报道，动辄距离上千上万光年，对于如此遥远的距离，科学家又是如何得知的呢。简单一个字概括，就是“看”，用啥看？用望远镜看。不过，测量地月距离就不需要利用望远镜了，由于距离很近，直接采用电磁波测距就行了，由于电磁波的速度是光速，一来一回就可以计算地月距离了。
下文主要说说那些距离地球比较远的天体，究竟是如何计算天体距离的。
恒星视差法：这种方法在100秒差距之内是有效的，秒差距是一种距离单位，1秒差距等于3.261光年，因此，恒星视差法可以精确的计算326光年内的天体距离。以地球绕日公转的轨道直径为底线，这样的话，可以根据不同时间观测到的那颗恒星的视差，解三角形就可以得出那颗恒星距地距离。
光谱视差法：
这种方法在数百万光年乃至一千万光年以内都是有效的。利用望远镜观察这颗恒星的颜色，找到它在赫罗图里对应的位置，就可以确定它处在恒星演化的何种阶段，判定它的实际亮度有多少，即绝对星等。望远镜观测到的亮度是视星等，知道了绝对星等（实际的亮度）以及视星等（在地球上看它的亮度），代入距离模公式，就可以计算出这颗星体距地球距离了。
造父变星：
造父变星是宇宙中表现较为奇特的恒星，它的亮度随着时间呈现出周期性的变化，这是可以确定的线性关系。造父变星周期性的变大变小，这是由于它辐射压力与引力不对等导致的，体型缩小的时候，光度变大，体型变大的时候，光度变小。
利用造父变星测距，与上面的方法类似，也要知道变星的绝对星等，由变星的视星等以及绝对星等代入到公式中就可以知道距离了。这种方法可以测量5000万光年之内的距离。
超新星测距：
对于那些更为遥远的天体，可以采用超新星测距的方法，简而言之就是根据I型超新星爆发时候的亮度，I型超新星爆发时候的理论最大亮度是一定的，现在只要知道它爆发时候的最大视亮度就行了，大致的方法与上述是类似的，代入公式就可以知道距离。这种方法测量的范围比较遥远，可以测量数十亿光年的范围。
哈勃定律：
对于那些更为遥远的星系，在测量距离时需要用到哈勃定律，根据观测数据，可以得出红移值，根据红移值可以得出该星系远离我们的速度，根据哈勃推导出来的公式，即哈勃公式，远离的速度与距离是有一定关系的，代入公式就可以得知该星系距地距离了。此方法可以适用于遥远的可观测宇宙边疆。
宇宙中天体众多，在测量遥远天体的距离时，天体一般指的是星系，因为单个恒星的发光能力已经不足以跨越如此遥远的距离被我们看到了，在更遥远的地方，哪怕是庞大的星系也只能看到微弱的光芒。天文学家得出的那些天文距离，并不是瞎猜的，数据的背后是有着庞大的观测数据以及理论支撑的。
文/科学船坞
人类测量地球到其他星球的距离有很多方法，具体采用那种方法，一般是根据所测星球到地球的距离在什么范围。
天文学家常用的方法有：三角视差法、分光视差法、星团视差法、统计视差法、造父变星视差法等。测定恒星与我们的距离，500光年内，用三角视差法；10万年内用光度法；5亿光年内用造夫变星为标准；更远处的星系，只能由星系的红移量用哈勃定理推算星系的距离。
1.三角视差法是一种利用不同视点对同一物体的视差来测定距离的方法。对同一个物体，分别在两个点上进行观测，两条视线与两个点之间的连线可以形成一个等腰三角形，根据这个三角形顶角的大小和已知底边的距离，就可以知道这个三角形的高，也就是物体距观察者的距离了。
例如，我们可以利用地球在公转轨道上不同的位置，观察同一颗恒星，并测量出地球两位置点和恒星连线的夹角。因为我们知道地球到太阳的距离，这样就可以算出恒星到地球的距离了。
2.分光视差法是分析恒星谱线以测定恒星距离的一种方法。以秒差距为单位的恒星距离r与它的视星等m（视星等）和绝对星等M之间存在下列关系：
5lgr=m-M +5
只要我们能测出这个星团中某一颗主序星的颜色，马上就能知道它的光度，把光度和这颗星在天上看起来的视亮度加以对比，略作计算，我就能求出这颗星的，也就是这个星团的距离。
3.由于我国古代将“仙王座δ”称作“造父一”，所以天文学家便把此类周期性改变光度的星，都叫做造父变星。科学家们经过研究发现，这些变星的亮度变化与它们变化的周期存在着一种确定的关系，光变周期越长，亮度变化越大。 人们把这叫做周光关系，并得到了周光关 系曲线。
既然我们能利用恒星的光度测量距离，以后在测量不知距离的星团、星系时，只要能观测到其中的造父变星，利用周光关系就可以将星团、星系的距离确定出来。
4.天文学家哈勃发现，河外星系视向退行速度v与距离d成正比：
v = H0 d v为退行速度，d为星系距离，H0为哈勃常数。
哈勃定律有着广泛的应用，它是测量遥远星系距离的唯一有效方法：只要测出星系谱线的红移，再换算出退行速度，便可由哈勃定律算出该星系的距离。
5.对于行星，我们用开普勒第三定律，进行计算就可以了：4π^2.a^3/T^2=G(M+m)，
式中M是恒星的质量，m是行星质量，a是轨道的半长轴，T轨道周期。
