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三角视差法 众所周知地球是绕着太阳公转的，那么我们可以选择两个相隔半个公转周期的位置（周年视差法），比如夏至和冬至的位置，分别测量观察者的视线与太阳和待测天体的连线之间的夹角（视差角）。利用已知的公转直径的大小，根据等腰三角形的性质就可以很容易地计算出待测天体与地球的距离。然而，当待测天体距离地球非常远时视差角会变得非常小，此时三角视差法就不再适用了。 标准烛光法 在生活中可以注意到，当你距离灯泡很近的时候，灯光会显得非常亮，而你远离灯泡的时候，灯光会变得较暗。通常来讲，当光源不变时，它的亮度会与距离的平方成反比。于是在天体距离测量中，我们可以通过已知亮度与天体观测亮度进行比较，利用平方反比的关系来推测出天体的距离，这些已知亮度的天体被称为标准烛光。 哈勃定律 对于非常远的天体，上述方法都会失效。1929年哈勃提出：几乎所有的星系都在远离我们，且距离我们越远，远离我们的速度越快。用公式表达就是v=H×d，其中v为天体的视向速度，H为哈勃常数，d为天体与我们的距离。由于天体不是静止的，当它运动时其辐射波长会发生相应的变化（多普勒位移）。通过获取天体的辐射光谱可以计算出它的视向速度：v=cΔλ/λ，其中c为光速，λ为天体静止的辐射波长，Δλ为天体运动时的辐射波长与静止波长的差。计算出天体速度后，代入哈勃定律的公式中就能计算出天体与我们之间的距离了。
