三角视差法。内天体的距离又称为视差，恒星对日地平均距离（a）的张角叫做恒星的三角视差(p)，则较近的恒星的距离D可表示为：sinπ＝a/D若π很小，π以角秒表示，且单位取秒差距(pc)，则有：D=1/π用周年视差法测定恒星距离，有一定的局限性，因为恒星离我们愈远，π就愈小，实际观测中很难测定。三角视差是一切天体距离测量的基础，至今用这种方法测量了约10000多颗恒星。分光视差法，于距离更遥远的恒星，比如距离超过110pc的恒星，由于周年视差非常小，无法用三角视差法测出。于是，又发展了另外一种比较方便的方法--分光视差法。该方法的核心是根据恒星的谱线强度去确定恒星的光度，知道了光度（绝对星等M），由观测得到的视星等(m)就可以得到距离。m - M= -5 + 5logD. 移动星团法，时我们要用运动学的方法来测量距离，运动学的方法在天文学中也叫移动星团法，根据它们的运动速度来确定距离。不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中移动的。在银河系之外的天体，运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离。造父视差法（标准烛光法）物理学中有一个关于光度、亮度和距离关系的公式。S∝L0/r2 测量出天体的光度L0和亮度S，然后利用这个公式就知道天体的距离r。光度和亮度的含义是不一样的,亮度是指我们所看到的发光体有多亮，这是我们在地球上可直接测量的。光度是指发光物体本身的发光本领，关键是设法知道它就能得到距离。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。于是可以通过测量它的光变周期来定出广度，再求出距离。如果银河系外的星系中有颗造父变星，那么我们就可以知道这个星系与我们之间的距离了。那些连其中有没有造父变星都无法观测到的更遥远星系，当然要另外想办法。三角视差法和造父视差法是最常用的两种测距方法，前一支的尺度是几百光年，后一支是几百万光年。在中间地带则使用统计方法和间接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度达100亿光年数量级。
测量宇宙的方法之视差法。938年，德国天文学家贝塞尔发表了一种测量恒星到地球距离的方法，一直沿用至今。他用照相的方法先记录恒星相对于其周围恒星的位置，然后6个月之后，再用照相的方法记录该恒星的位置，而此时的地球已经绕着太阳运行到了轨道的另一侧，相当于位置相差了2个日地距离，这个距离虽然在茫茫宇宙中并不大，但在我们所能感知的范畴内却已经是非常远的距离了。如果用我们的眼睛去看一颗距地球100光年之内的恒星，此时相对于背景更为遥远的恒星，这颗恒星会发生显著的移动，这是因为我们在地球轨道的另一端以稍微不同的角度观察它，没看明白？没关系，下面的示意图表示的就是这种关系，结合着图来看，是不是就理解了？如图中所示，我们把所观测恒星的这种移动称为视差。
比如月亮，好的我们一个电磁波打过去反射回来测到时间差就OK了。但是再远的天体就不行了啊，反射回来的电磁波已经太微小实际上几乎不可能测到了。嗯我从近到远说吧。靠近地球的太阳系行星，在我想测火星的距离了。怎么办呢，在火星也不是很困难，我们只要足够耐心就可以观测得到火星的公转周期，把它跟地球的公转周期比较。天文学上有个开普勒定律，我们知道了公转周期之比就可以知道半径之比了。这样地球到火星的距离就算出来了。
希望你已经注意到了，我们要算出地球火星的距离，似乎要先知道地球到太阳的距离才行。
