地球到其他星体的距离是如何测算出来的？
人类测量地球到其他星球的距离有很多方法，具体采用那种方法，一般是根据所测星球到地球的距离在什么范围。天文学家常用的方法有：三角视差法、分光视差法、星团视差法、统计视差法、造父变星视差法等。测定恒星与我们的距离，500光年内，用三角视差法；10万年内用光度法；5亿光年内用造夫变星为标准；更远处的星系，只能由星系的红移量用哈勃定理推算星系的距离。
1.三角视差法是一种利用不同视点对同一物体的视差来测定距离的方法。对同一个物体，分别在两个点上进行观测，两条视线与两个点之间的连线可以形成一个等腰三角形，根据这个三角形顶角的大小和已知底边的距离，就可以知道这个三角形的高，也就是物体距观察者的距离了。例如，我们可以利用地球在公转轨道上不同的位置，观察同一颗恒星，并测量出地球两位置点和恒星连线的夹角。
因为我们知道地球到太阳的距离，这样就可以算出恒星到地球的距离了。2.分光视差法是分析恒星谱线以测定恒星距离的一种方法。以秒差距为单位的恒星距离r与它的视星等m（视星等）和绝对星等M之间存在下列关系： 5lgr=m-M 5只要我们能测出这个星团中某一颗主序星的颜色，马上就能知道它的光度，把光度和这颗星在天上看起来的视亮度加以对比，略作计算，我就能求出这颗星的，也就是这个星团的距离。
3.由于我国古代将“仙王座δ”称作“造父一”，所以天文学家便把此类周期性改变光度的星，都叫做造父变星。科学家们经过研究发现，这些变星的亮度变化与它们变化的周期存在着一种确定的关系，光变周期越长，亮度变化越大。 人们把这叫做周光关系，并得到了周光关 系曲线。既然我们能利用恒星的光度测量距离，以后在测量不知距离的星团、星系时，只要能观测到其中的造父变星，利用周光关系就可以将星团、星系的距离确定出来。
4.天文学家哈勃发现，河外星系视向退行速度v与距离d成正比：v = H0×d v为退行速度，d为星系距离，H0为哈勃常数。哈勃定律有着广泛的应用，它是测量遥远星系距离的唯一有效方法：只要测出星系谱线的红移，再换算出退行速度，便可由哈勃定律算出该星系的距离。5.对于行星，我们用开普勒第三定律，进行计算就可以了：4π^2.a^3/T^2=G(M m)，式中M是恒星的质量，m是行星质量，a是轨道的半长轴，T轨道周期。
每当发现新的天体或者天文事件时，天文学家总会告诉我们这个天体离地球有多少光年。既然光速是已知最快的速度，那么，天文学家如何在短时间内知道天体离地球有多少千光年，多少百万光年，甚至多少亿光年呢？对于遥远的太阳系外天体，我们不可能向那些天体发射光，比如无线电波，然后等待光反射回来，再通过时间差来算出天体的距离。
因为光速是有限的，天体离地球又非常遥远，我们在时间上等不起。而且人类也无法发出功率非常高的光，我们不可能测到被反射回来的极其微弱的光。事实上，由于天体能够发出光，当这些光跨越星际空间来到地球上时，我们通过接收这些光就能测出天体的距离，不管它们离地球有多远。对于距离地球几百光年的恒星，可以通过三角视差法来测量。
想象一下，伸出一只手到眼睛的正前方，并且竖起一根手指头，然后分别单独用左眼和右眼来观测手指头。可以看到，两只眼睛看到的手指头方位是不一样的，手指头相对于背景发生了移动，这就是视差。同样的道理，当地球分别处于太阳两侧时，我们时隔半年来观测同一颗恒星，就会发现它相对于背景星空的位置发生了变化。只要测出视差角，再根据日地距离和三角函数，就能算出恒星与地球的距离。
另外，对于处在主序星阶段的恒星，可以根据光谱分析来确定它们的距离。宇宙中还有特殊的造父变星，它们的光度变化具有周期性，并且能够与距离相联系上。通过造父变星这种“量天尺”，甚至还能够测出河外星系的距离，当年仙女座星系就是这样被哈勃首次确定为河外星系。对于那些数亿光年外的星系，需要通过非常特殊的Ia型超新星来测量距离。
而那些远在数十亿甚至上百亿光年之外的星系，只有通过哈勃红移法才能测出来。因为宇宙空间在均匀膨胀，通过星系光谱的红移值可以确定它们的退行速度，再由哈勃定律可以算出距离。通过哈勃红移法，天文学家确定了最远星系GN-z11的距离可达134亿光年，这意味着我们现在接收到的光是这个星系在134亿年前发出的。因为光在1年的时间里传播1光年的距离，所以只要知道距离，就能知道光是什么时候发出的。
科学家怎么推算出远星系到地球的光年？依据是什么？
河外星系距离我们都十分遥远，与我们相距最近的大犬座矮星系也在2.5万光年之外，所以想要精确测出它们的距离十分有难度。不过，宇宙中有一些特殊的天体以及现象可以帮助我们测出星系的距离。下面简单介绍一下测量星系距离的三种方法。（1）造父变星法造父变星是一种非常特殊的恒星，它们的光度会随着时间呈现出非常精确的周期性变化，并且这个周期的长度和光度之间存在直接的联系——光变周期越长，则光度越高。
通过测量造父变星的光变周期就能得到它的绝对星等，然后再结合它的视星等，就能计算出距离。在二十世纪初，哈勃就是通过测出仙女座星系和三角座星系中的造父变星的距离，最终才发现了河外星系。造父变星法的测量极限为数千万光年。（2）Ia型超新星法一般而言，由于恒星的质量各异，爆发成超新星之后的光度也会有所不同。但Ia型超新星是一种非常特殊的超新星，它们的绝对星等都是相同的，因为它们的形成过程是一样的。
在一个双星系统中，一颗恒星演化为白矮星，然后它不断地吸收伴星的物质，质量逐渐增加，直到最终大于钱德拉塞卡极限，从而爆发成超新星。只要在星系中找到这样的超新星，测出它的视星等，然后再结合它的绝对星等，就能计算出距离。Ia型超新星法的测量极限为数亿光年。（3）红移法对于数十亿光年之外的星系，可以通过红移法测出距离。
天文学家是根据什么来判断星体与地球的距离的？动辄几十亿光年，靠谱吗？
在天文学中，不同的宇宙距离尺度会通过不同的方法进行测量。至于误差肯定是避免不了的，只是大小的问题。一般而言，天体距离地球越近，测量误差也会相应小一些。对于太阳系附近几百光年内的恒星，可以通过三角视差法进行测定。这是一种非常古老的测距方法，天文学中最常用的长度单位“秒差距”就是来自于此。再远一些的恒星，可以通过主序星拟合法、造父变星法进行测定。
至于那些数十亿光年外的遥远星系，目前最主要有两种方法可以测定，一种是Ia型超新星法，还有一种是红移法（还有塔利-费舍尔关系法）。在宇宙中，超新星的来源主要有两类。一类是大质量恒星发生爆炸，它们的亮度取决于恒星自身的质量，质量越大亮度也就越高。还有一类是白矮星通过引力吸引伴星的物质，直至质量达到钱德拉塞卡极限，约为太阳质量的1.44倍，结果就会导致白矮星核心中的碳发生核聚变反应，造成热失控，从而爆发成Ia型超新星。
由于正常的Ia型超新星爆发时所具有的的质量都是一样的，所以它们的亮度（绝对星等）都是相同的。通过其他测距方法标定出这种标准烛光的光度和距离关系，就能利用它们测出其他遥远星系的距离，其误差仅5%。不过，Ia型超新星在宇宙中比较少见，测量遥远星系距离的更为普遍方法是红移法。根据哈勃定律，宇宙空间均匀膨胀导致星系远离我们的速度V与距离D成正比，比例系数为哈勃常数H：V=H·D通过测定星系的红移值，可以算出它们的退行速度，进而利用哈勃定律就能算出遥远星系的光行距离。
科学家是怎么确定星星距离我们10光年、100光年乃至100亿光年的？
这是一个非常有趣的问题。天文学当中的距离单位，除了比较出名的“光年”（光在一年中跑过的距离），还有天文学家在科研中常用的“天文单位”、“视差”、“秒差距”和“红移”，下面结合题主问题主要讲一下视差。对于10光年远的一颗恒星，我们一般通过三角测量的方法得到它的视差。视差的意思是说，如果选定一条基线，在基线两端的分别看向观测目标，目标相对于背景会有一个视觉上的位移，这个位移对应的角度大小就是视差。
如果在眼前举起一只手指，分别闭上左眼和右眼，会发现手指在背景上的位置有一个移动，我们的两眼就是利用视差的原理确定物体的远近的。因为恒星离我们很远，所以即使以地球轨道直径作为基线，恒星的视差也很小，视差的数值越小，说明这颗恒星离我们越远。比如全天最亮的恒星天狼星，视差只有0.379角秒，天鹅座的天津四（就是经常和牛郎织女一起出现当灯泡的那颗星）的视差只有0.001角秒。
好在我们现在测量视差的技术已经很成熟了，还有专门的卫星在太空测量遥远恒星的视差，所以对于100光年左右的恒星，我们可以通过三角测量很好的确定它的视差和距离。离我们100亿光年远的天体（通常是星系和星系团）用的是不同的测距方法，简单来说是看谱线的红移再结合宇宙学模型的方法来计算距离。也就是说，测量宇宙中的不同距离要用到不同的方法，就好比测量头发丝的直径和测量足球场的长度要用不同的尺子一样。
