普通天文学/距离梯
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宇宙距离梯 - 每一步都比前一步不那么精确
- 雷达是最准确的方法，但它只适用于太阳系中的固体天体。太阳和木星等气态行星不反射无线电波，因此无法用这种方法进行测距。
- 恒星视差，或基于恒星视位置随观察者位置变化的距离，是最初用于确定恒星距离的方法。这是估计恒星距离最准确的方法，但仅限于最近的恒星。视差越远，恒星的视差越小，从地球上看，只有几千颗恒星可以检测到视差。但是，从地球大气层之外的航天器上看，视差对更多恒星是可检测的。
- 造父变星，是一种根据某些恒星的“周期光度”特征确定宇宙距离的方法。造父变星是指亮度（光度）随特定周期变化的恒星。它们在一定时间段内从最亮到最暗再到最亮变化亮度。
事实证明，周期与恒星的绝对星等或光度有关。光度是衡量恒星在所有波长上真正亮度的指标。[相比之下，灯泡有不同的光度，例如 60 瓦或 100 瓦。一个 60 瓦的灯泡在 5 英尺处看起来比在 50 英尺处亮得多，但它的光度仍然是 60 瓦。如果你知道光度是多少，并且可以测量表观亮度，你就可以通过一个简单的数学关系来确定距离。] 通过观察恒星的周期，我们知道它的光度（与另一个被称为“绝对星等”的量直接相关）。然后，通过将已知的亮度[绝对星等]与视亮度[视星等]进行比较，可以通过应用平方反比定律来找到距离[就像你可以在知道一个 60 瓦灯泡在你所在距离的亮度的情况下确定到灯泡的距离一样]。这个特定方程被称为“距离模数”。这对于寻找造父变星所在的星团的距离最为有用。（其他具有类似关系的恒星是 RR Lyrae 变星。）
- 光谱视差和基于光谱分类和赫罗图（如下）的相关技术。也就是说，如果我们知道一颗“正常”恒星的光谱类型，我们就知道它的光度（在所有波长上的实际总能量输出）。这是因为恒星遵循某种模式。也就是说，所有 G 型“正常”（非巨星）恒星都与所有其他 G 型恒星相似。所有 B 型正常恒星都与所有其他 B 型正常恒星相似。更具体地说，所有 G2 正常恒星（比如我们的太阳）的光度都大致相同。因此，如果我们可以根据其光谱识别一颗恒星为 G2，那么我们就知道它的光度，因为我们知道它本质上与太阳的光度相同。如果我们知道光度或绝对星等，我们可以将其与观测到的亮度[视星等]进行比较，从而通过距离模数数学地推导出实际距离。
- 主序拟合是与“光谱视差”相关的过程，它将星团中恒星的赫罗图与校准的赫罗图进行比较，以确定绝对星等。这再次与恒星的视星等进行比较，并通过距离模数关系确定距离。
以上过程适用于确定银河系内的距离。还有几种其他技术用于确定银河系以外的距离
- 造父变星。该技术可以用于少数附近的星系，但它受到限制，因为在少数附近的星系之外，无法看到单个恒星。
- 超新星星等。Ia 型超新星往往是由同一系列事件引起的，并且它们的绝对星等都倾向于相同。由于它们非常明亮（有时甚至超过整个星系的亮度），因此它们可以被看到比单个恒星远得多，并且可以通过距离模数获得距离，方法是将视星等与已知的绝对星等进行比较。
- 塔利-费舍尔关系。天文学家注意到螺旋星系的质量与其自转速率有关。质量与恒星数量有关，而恒星数量又与星系的绝对星等有关（质量越大，恒星越多，星系越亮）。因此，通过测量星系的自转速率，可以估计其真实亮度，距离可以通过距离模数来确定。
- 红移。星系的光谱线位置发生偏移，这取决于星系距离我们有多远。星系越远，其光（以及包含在该光中的光谱线）越向光谱的红色端偏移。因此，只需测量偏移量，天文学家就可以获得星系远离我们的速度；假设宇宙模型，这就可以计算出到星系的距离。