科學(xué)家們在觀測宇宙中的星系或者天體時，其中有一個參數(shù)非常重要，那就是與地球的距離，通常都用多少光年來表示。光年，即是光線在真空中行進(jìn)一年所走過的距離，但是對于遙遠(yuǎn)的恒星來說，雖然我們通過大型的天文望遠(yuǎn)鏡，可以接收到它們所發(fā)出的電磁波，但是我們不能確定電磁波是在哪個時間段發(fā)出來的，所以也就不能簡單地利用光線的傳播速度乘以所經(jīng)歷的時間來計算。那么，科學(xué)家們是如何確定這些天體和我們地球之間的距離呢？

距離很近天體的測量方法

主要應(yīng)用的有兩種，第一種非?！昂唵未直保冒l(fā)射電磁波的方式，然后再接收反射的電磁波，測量中間的時間差。比如，我們在測量月球和地球的距離時，應(yīng)用的就是發(fā)射激光的方法。在月球的某些區(qū)域，之前人類在探月過程中，在其表面安裝了若干反射器，當(dāng)脈沖激光被反射器反射回來時，人們利用計時器將發(fā)射和接收的時間記錄下來，然后就可以計算月地距離了。

第二種方法是三角視差法。這是一種比較古老的方法，主要原理就是利用“視差”原理，以相對較遠(yuǎn)的一個天體為背景，然后觀察距離較近的天體，在地球觀測位置變動的情況下，那么被觀測的天體相對于較遠(yuǎn)的天體，就會呈現(xiàn)一定的空間位置偏移，當(dāng)然反過來也同樣適用。比如我們可以確定太陽和地球作為兩個基準(zhǔn)點，將待測的天體作為第三個點，那么這三個點就會形成一個三角形。

當(dāng)?shù)厍蚍謩e運行到公轉(zhuǎn)軌道的相對兩側(cè)時，所觀測的目標(biāo)天體與地球之間的連線會形成一個頂角，那么根據(jù)地球到太陽之間的已知距離，然后再加上這個頂角，就可以計算出目標(biāo)天體與地球的距離。這個方法僅適用于觀測太陽系內(nèi)的天體或者距離太陽較近的恒星，因為目標(biāo)天體的距離如果太大的話，這個頂角值會非常小，誤差會相當(dāng)大。

測量距離很遠(yuǎn)天體最常用的方法

在天文觀測中，經(jīng)常會遇到目標(biāo)天體距離地球非常遙遠(yuǎn)的情況，這個時候普遍應(yīng)用的是光譜紅移測量法。在19世紀(jì)中葉，奧地利科學(xué)家多普勒發(fā)現(xiàn)并建立了一個理論，那就是多普勒效應(yīng)，講的是一個物體向外輻射的波長，會隨著光源與觀測者間的相對運動而產(chǎn)生變化。向著觀測者方向行進(jìn)的波，波會被壓縮，從而波長會變短，頻率會增加；相反，當(dāng)波背向觀測者行進(jìn)，那么波會被拉長，波長變長，頻率升高。這種規(guī)律適用于各種類型的波，當(dāng)然包括光這種電磁波。

光作為一種復(fù)合型的電磁波，是由不同頻率（波長）的電磁波共同構(gòu)成的，頻率由大到小依次為伽馬射線、X射線、紫外線、可見光、紅外線、無線電波，而能夠被人們直接觀測到的可見光部分，波長范圍為400至760nm之間，是紅、橙、黃、綠、青、藍(lán)、紫七種色光的組合體。根據(jù)多普勒效應(yīng)，當(dāng)可見光向著觀測者行進(jìn)時，波長被壓縮變短，接收到的光譜就會向著藍(lán)（紫）端移動，這種現(xiàn)象叫做藍(lán)移；相反地，如果可見光背向觀測者行進(jìn)，那么光譜就會向紅端移動，被稱為紅移。

上世紀(jì)20年代末，美國天文學(xué)家哈勃在進(jìn)行河外星系觀測時，發(fā)現(xiàn)了一種“奇怪”的現(xiàn)象，即目標(biāo)星系都在遠(yuǎn)離地球，而且距離越遠(yuǎn)，相對于地球的退行速度越快，于是他得出了宇宙正在膨脹的結(jié)論，而且在大量觀測的基礎(chǔ)上，確立了退行速度與目標(biāo)星系和地球間距離成正比的規(guī)律，這個比值被定義為哈勃常數(shù)。2013年，科學(xué)家們利用普朗克衛(wèi)星，進(jìn)一步修正了哈勃常數(shù)值，最終的結(jié)果是67.8±0.77（km/s）/Mpc，其中Mpc的意思是百萬秒差距，也就是326萬光年，這個數(shù)值代表的是距離地球326萬光年的目標(biāo)天體，其相對于地球的退行速度為67.8±0.77米每秒。

如果科學(xué)家監(jiān)測到了目標(biāo)天體發(fā)出光線中特征光譜吸收線的位置，同時在實驗室環(huán)境中也測定出靜止光源下同一元素的光譜吸收線位置，將這兩個位置進(jìn)行對比，就可以計算出紅移量（波長減小的比率），那么應(yīng)用相應(yīng)的公式，就能夠計算出目標(biāo)天體相對于地球的退行速度，然后再應(yīng)用哈勃定律，就能比較容易計算出目標(biāo)天體與地球的距離了。

值得一提的是，應(yīng)用多普勒效應(yīng)和哈勃定律來計算天體距離，也有一定的適用范圍，畢竟它依賴的是宇宙膨脹所帶來的紅移現(xiàn)象，當(dāng)目標(biāo)天體與地球的距離在326萬光年之外，這個紅移量才能夠比較容易地得出來，相應(yīng)計算結(jié)果也較精確。而當(dāng)小于這個距離時，由于天體之間的引力作用，在一定程度上會抵消宇宙膨脹所帶來的影響，計算結(jié)果就不能準(zhǔn)確反應(yīng)真實的空間距離了。

另外還有幾種輔助的測量方法

第一種是造父變星法。宇宙中存在著一種光度呈現(xiàn)周期性變化的脈動變星，它的亮度會隨著時間的推移呈現(xiàn)出周期性的變化，而且光變周期與它本身的亮度成正比，因此可以用來測量不同天體之間的距離。

主要的原理就是，我們首先通過其它方法測量出一顆較近天體與地球的距離，繼而得出在這種距離之下天體的光變周期與平均光度之間的關(guān)系（周光關(guān)系曲線），那么如果其它待觀測的造父變星的光變周期，與這顆已知距離的造父變星相同，那么它們本身的光度也就相同，按照上面的周光關(guān)系曲線，科學(xué)家們就可以比照得出待測天體與地球的距離了。然后，就可以估算出造父變星所在星團(tuán)、星系以及附近天體與地球的距離。

還有一種常用的方法是La型超新星法。類似于前面的造父變星法，只不過比照的“模板”變成了La型超新星。中等質(zhì)量的恒星在生命末期會演化為白矮星，當(dāng)白矮星依靠引力吸收外界物質(zhì)（比如伴星等），使其質(zhì)量達(dá)到1.44倍太陽質(zhì)量后，就會發(fā)生超新星爆發(fā)，繼而坍縮為中子星，這種現(xiàn)象叫做La型超新星爆發(fā)。

由于La型超新星爆發(fā)時質(zhì)量基本差不多，所以爆發(fā)時的亮度也基本一致，我們?nèi)绻麘?yīng)用其它方法，已知了某些La型超新星與地球的距離和視星等（相應(yīng)也就知道了它的絕對星等），那么對于一個未知距離的La型超新星，只要測量出它的視星等，按照視星等和絕對星等之間的關(guān)系，我們就可以計算出這個未知星體與地球的距離，繼而也能夠計算出它所在星系和附近天體與地球的距離。

當(dāng)然，以上各種測量方法，都有一定的適用范圍，也都存在著一定的誤差，所以在實際觀測中，科學(xué)家們往往在條件允許的情況下，應(yīng)用多種方法同時進(jìn)行測量和計算，最后得出綜合性的判斷。