北國小野草
方法有很多種，包括但不限於三角視差法、分光視差法、星團視差法、統計視差法、造父視差法和力學視差法。
我們科普倆比較好理解的方法。第一個三角視差法。如下圖所示，較近距離，我們測得兩個點連線直線，與目標方向的角度，又知道兩個點之間的距離，在這個三角形裡就可以計算出目標距離我們的距離。
太陽系之外的其他恆星距離較遠時就需要兩點之間的距離遠一些，才有明顯一些的角度。所以在地球圍繞太陽公轉時，測量兩次地球連線與目標恆星的角度，才可以算出來它的距離。
這種方法目前測量了一萬多顆恆星的距離。再遠一些，幾百光年以上就不能用這種方法了，因為角度太小几乎沒變化。
下面說另一個稍微好理解的方法，利用造父變星測距。
造父變星有個特性，就是其光變週期和他的光度成正比。這樣我們觀測造父變星週期，就可以知道他的絕對星等，然後通過其視星等比較，就可以計算出他的距離。
是不是有點蒙，我們換個說法。假設造父變星是個神奇的燈泡，這種神奇的燈泡閃爍頻率和其功率成正比。比如每秒閃三下，就是三瓦的功率，每秒閃五下，就是五瓦的功率。我們看到一個遙遠的神奇燈泡，每秒閃了八下，就知道這個燈泡是八瓦的，我們找另一個距離我們很近的八瓦燈泡，測量一下他的亮度，然後對比一下剛才那個遙遠的燈泡的亮度，就可以計算出距離了。
測量遙遠星系的距離，就尋找這個星系中的造父變星，這樣就知道這個星系距離我們多遠了。
蛋科夫斯基
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