丈量天体之间的间隔可不是一件随便的事。天文学家把需要丈量的天体按远近差别分红好几个品级。离我们比力近的天体，它们离我们最远不超越100光年(1光年=9。46?1012千米)，天文学家用三角视差法丈量它们的间隔。三角视差法是把被测的阿谁天体置于一个特大三角形的顶点，地球绕太阳公转的轨道曲径的两头是那个三角形的别的二个顶点，通过丈量地球到阿谁天体的视角，再用到已知的地球绕太阳公转轨道的曲径，依靠三角公式就能推算出阿谁天体到我们的间隔了。
稍远一点的天体我们无法用三角视差法丈量它和地球之间的间隔，因为在地球上再也不克不及切确地测定他它们的视差了。挪动星团法那时我们要用运动学的办法来丈量间隔，运动学的办法在天文学中也喊挪动星团法，根据它们的运动速度来确定间隔。不外在用运动学办法时还必需假定挪动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中挪动的。
在银河系之外的天体，运动学的办法也不克不及测定它们与地球之间的间隔。造父视差法(原则烛光法)物理学中有一个关于光度、亮度和间隔关系的公式。S∝L0/r2丈量出天体的光度L0和亮度S，然后操纵那个公式就晓得天体的间隔r。光度和亮度的含义是纷歧样的,亮度是指我们所看到的发光体有多亮，那是我们在地球上可间接丈量的。
光度是指发光物体自己的发光能耐，关键是设法晓得它就能得到间隔。天文学家勒维特发现“造父变星”，它们的光变周期与光度之间存在着确定的关系。于是能够通过丈量它的光变周期来定出广度，再求出间隔。假设银河系外的星系中有颗造父变星，那么我们就能够晓得那个星系与我们之间的间隔了。
那些连此中有没有造父变星都无法看测到的更远远星系，当然要别的想办法。三角视差法和造父视差法是最常用的两种测距办法，前一收的标准是几百光年，后一收是几百万光年。在中间地带则利用统计办法和间接办法。更大的量天尺是哈勃定律办法，标准达100亿光年数量级。
哈勃定律办法1929年哈勃(EdwinHubble)对河外星系的视向速度与间隔的关系停止了研究。其时只要46个河外星系的视向速度能够操纵，而此中仅有24个有推算出的间隔，哈勃得出了视向速度与间隔之间大致的线性反比关系。现代切确看测已证明那种线性反比关系V=H0×d此中v为退行速度，d为星系间隔，H0=100h0km。
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