㈠ 天文測距
1.三角視差法，主要用於測量距地球較近的恆星。
2.造父變星法，用於測量球狀星團和較近的河外星系。
3.Ia型超新星，用來測量河外星系。
4.哈勃定律，用來測量非常遠的星系。
㈡ 怎樣在宇宙空間中確定天體位置和測量距離
1、天體位置可以用以地球為中心的極坐標系來描述，就是一個角度加上這個天體與地球間的距離。
測量天體距離有多種方法，人類在月亮上安置了激光反射鏡，測量月亮到地球的距離。其他行星和小天體，可以根據天體力學等數據計算。太陽系外，用視差測距法測量距離較近的恆星，稍遠的可以根據亮度測量。
茫茫的宇宙空間，繁星點點，星羅棋布，從眾多的天體中快速找到所要觀測的天體是天文觀測者的關鍵。熟悉星空、認識星區是在眾多天體中尋找被觀測天體的基礎。
1928年，國際天文聯合成立大會對歷史上沿用的星座進行通盤清理，分全天為88個星座，給天空建立了新的秩序。在地球上，不同的觀測者，由於其所在的地理位置不一樣，不同緯度和經度的人即使同時看到的星空也不會相同。
宇宙中的天體相對於地球的位置可以用以地球為中心的極坐標系來描述，就是一個角度（天經、天緯多少度，以標記天體在天球上的投影位置）加上這個天體與地球間的距離。角度很容易測得光在多數情況下直線傳播，所以肉眼或者觀測儀器朝著什麼角度觀測到的天體，就在什麼方向上。但測量天體距離的難度就相對高一些。
測量天體距離有很多種方法，其中對於太陽系內的天體，現在人類已經在月亮上安置了激光反射鏡，可以用一束激光來測量月亮到地球的距離。其他行星和小天體，也可以根據天體力學等數據計算出它們到地球的距離。
而太陽系外，主要是測量恆星到我們的距離。視差測距法，是天文學家手中掌握的最精確的量天尺，但它只能測量距離較近的恆星。太遠的恆星，因地球位置變化而導致的視差會影響測量的準度，所以天文學家只能另想辦法。
對於本身一樣亮的兩點燭光，如果看起來一亮一暗，那我們能知道，暗的燭光距離我們一定比亮的燭光更遠。同樣的道理，對於本身一樣亮的兩顆恆星來說，暗的恆星離我們要比亮的恆星更遠。問題在於，恆星自身的亮度是千差萬別的，我們無法知道一顆恆星看起來明亮，是因為它們離我們較近，還是因為它們本身就更明亮。
天文學家可以通過一些觀測數據確定一些恆星本身的明亮程度，這樣的天體被稱為標准燭光，造父變星就是其中的一種。造父變星是變星的一種，它的光變周期與它的光度成正比，因此，可用於測量星際和星系際的距離。天文學家根據我們看到的亮度，能測出它們及其所在星繫到我們的距離。哈勃當年就是憑借一些造父變星，測出了仙女座大星雲到我們的距離，發現這一距離遠遠超出了銀河系的大小，從而確定銀河系之外還存在許多跟銀河系一樣的星系。
對於距離更遠，遠到看不清其中恆星的星系，造父變星也無能為力，好在哈勃還有另外一個發現，那就是哈勃定律。哈勃發現，距離我們越遠的星系（這是他用造父變星測出來的），它遠離我們而去的速度也就越快，而這個速度是很容易測量的確切地說，就是測量星系的紅移。因此，對於更遙遠的星系，天文學家通常用紅移來替代距離。一般來說，紅移越大，距離也就越遠。
㈢ 天體距離測量方法（太陽系外較近的天體 ）
對於距離太陽100秒差距以內的近距星，如使用三角視差法，能准確測量它們的距離。然而，當天體距離超過50秒差距時，這種方法的精確度就有所下降。盡管如此，三角視差法仍是測量太陽系外天體距離的基本手段，其他測量方法的結果通常需要通過它進行校準。
分光視差法通過對恆星譜線的分析，通過與視星等和絕對星等的關系來估計恆星距離。公式是5lg(r/秒差距) = m-M + 5，其中r是恆星距離，m是視星等，M是絕對星等。但需考慮星際消光對結果的影響，這增加了測量的復雜性。
威爾遜-巴普定律利用晚型恆星譜線的電離鈣反轉發射線寬度與絕對星等的線性關系，提供了另一種測定距離的方法。星際視差法則通過觀測星際吸收線的強度與恆星距離的關系來計算，但主要適用於O型和早B型星，因為其他恆星會產生相似的譜線，難以區分。
力學視差法通過觀測雙星的軌道運動，利用開普勒定律計算距離。對於已知質量的雙星，可直接計算周年視差，若質量未知，則需迭代求解。星群視差法則依賴於移動星團成員星的相同空間速度，通過計算輻射點和成員星的自行與視向速度，得出高精度的周年視差，但此方法主要適用於畢星團。
統計視差法則依賴大量恆星的統計分析，通過恆星自行與視差的相關性，估計具有共同特徵星群的平均視差，這種方法適用於距離范圍較廣的星群。
最後，自轉視差法利用銀河系自轉速度的變化對恆星視向速度的影響，對於離太陽不太遠，大約1,200秒差距內的恆星，可以藉此計算星群的平均距離。
天體距離distance of celestial bodies。早在古代，人們通過粗略的觀測已建立起天體的相對距離的初步概念。公元前三世紀，古希臘阿利斯塔克推算出日、月到地球的距離的近似比值。公元前二世紀，喜帕恰斯求得月球的距離為地球直徑的倍。1751～1753年，法國拉卡伊和拉朗德第一次用三角測量法精確測定了月球的距離。1672年，G.D.卡西尼精確測定了太陽的距離。1837～1839年，В.Я.斯特魯維、貝塞耳和T.亨德森幾乎同時分別利用三角視差法相當精確地測定了織女星（即天琴座α）、天鵝座61和南門二(即半人馬座α)三顆近距星的距離（見視差）。