㈠ 天文测距
1.三角视差法，主要用于测量距地球较近的恒星。
2.造父变星法，用于测量球状星团和较近的河外星系。
3.Ia型超新星，用来测量河外星系。
4.哈勃定律，用来测量非常远的星系。
㈡ 怎样在宇宙空间中确定天体位置和测量距离
1、天体位置可以用以地球为中心的极坐标系来描述，就是一个角度加上这个天体与地球间的距离。
测量天体距离有多种方法，人类在月亮上安置了激光反射镜，测量月亮到地球的距离。其他行星和小天体，可以根据天体力学等数据计算。太阳系外，用视差测距法测量距离较近的恒星，稍远的可以根据亮度测量。
茫茫的宇宙空间，繁星点点，星罗棋布，从众多的天体中快速找到所要观测的天体是天文观测者的关键。熟悉星空、认识星区是在众多天体中寻找被观测天体的基础。
1928年，国际天文联合成立大会对历史上沿用的星座进行通盘清理，分全天为88个星座，给天空建立了新的秩序。在地球上，不同的观测者，由于其所在的地理位置不一样，不同纬度和经度的人即使同时看到的星空也不会相同。
宇宙中的天体相对于地球的位置可以用以地球为中心的极坐标系来描述，就是一个角度（天经、天纬多少度，以标记天体在天球上的投影位置）加上这个天体与地球间的距离。角度很容易测得光在多数情况下直线传播，所以肉眼或者观测仪器朝着什么角度观测到的天体，就在什么方向上。但测量天体距离的难度就相对高一些。
测量天体距离有很多种方法，其中对于太阳系内的天体，现在人类已经在月亮上安置了激光反射镜，可以用一束激光来测量月亮到地球的距离。其他行星和小天体，也可以根据天体力学等数据计算出它们到地球的距离。
而太阳系外，主要是测量恒星到我们的距离。视差测距法，是天文学家手中掌握的最精确的量天尺，但它只能测量距离较近的恒星。太远的恒星，因地球位置变化而导致的视差会影响测量的准度，所以天文学家只能另想办法。
对于本身一样亮的两点烛光，如果看起来一亮一暗，那我们能知道，暗的烛光距离我们一定比亮的烛光更远。同样的道理，对于本身一样亮的两颗恒星来说，暗的恒星离我们要比亮的恒星更远。问题在于，恒星自身的亮度是千差万别的，我们无法知道一颗恒星看起来明亮，是因为它们离我们较近，还是因为它们本身就更明亮。
天文学家可以通过一些观测数据确定一些恒星本身的明亮程度，这样的天体被称为标准烛光，造父变星就是其中的一种。造父变星是变星的一种，它的光变周期与它的光度成正比，因此，可用于测量星际和星系际的距离。天文学家根据我们看到的亮度，能测出它们及其所在星系到我们的距离。哈勃当年就是凭借一些造父变星，测出了仙女座大星云到我们的距离，发现这一距离远远超出了银河系的大小，从而确定银河系之外还存在许多跟银河系一样的星系。
对于距离更远，远到看不清其中恒星的星系，造父变星也无能为力，好在哈勃还有另外一个发现，那就是哈勃定律。哈勃发现，距离我们越远的星系（这是他用造父变星测出来的），它远离我们而去的速度也就越快，而这个速度是很容易测量的确切地说，就是测量星系的红移。因此，对于更遥远的星系，天文学家通常用红移来替代距离。一般来说，红移越大，距离也就越远。
㈢ 天体距离测量方法（太阳系外较近的天体 ）
对于距离太阳100秒差距以内的近距星，如使用三角视差法，能准确测量它们的距离。然而，当天体距离超过50秒差距时，这种方法的精确度就有所下降。尽管如此，三角视差法仍是测量太阳系外天体距离的基本手段，其他测量方法的结果通常需要通过它进行校准。
分光视差法通过对恒星谱线的分析，通过与视星等和绝对星等的关系来估计恒星距离。公式是5lg(r/秒差距) = m-M + 5，其中r是恒星距离，m是视星等，M是绝对星等。但需考虑星际消光对结果的影响，这增加了测量的复杂性。
威尔逊-巴普定律利用晚型恒星谱线的电离钙反转发射线宽度与绝对星等的线性关系，提供了另一种测定距离的方法。星际视差法则通过观测星际吸收线的强度与恒星距离的关系来计算，但主要适用于O型和早B型星，因为其他恒星会产生相似的谱线，难以区分。
力学视差法通过观测双星的轨道运动，利用开普勒定律计算距离。对于已知质量的双星，可直接计算周年视差，若质量未知，则需迭代求解。星群视差法则依赖于移动星团成员星的相同空间速度，通过计算辐射点和成员星的自行与视向速度，得出高精度的周年视差，但此方法主要适用于毕星团。
统计视差法则依赖大量恒星的统计分析，通过恒星自行与视差的相关性，估计具有共同特征星群的平均视差，这种方法适用于距离范围较广的星群。
最后，自转视差法利用银河系自转速度的变化对恒星视向速度的影响，对于离太阳不太远，大约1,200秒差距内的恒星，可以借此计算星群的平均距离。
天体距离distance of celestial bodies。早在古代，人们通过粗略的观测已建立起天体的相对距离的初步概念。公元前三世纪，古希腊阿利斯塔克推算出日、月到地球的距离的近似比值。公元前二世纪，喜帕恰斯求得月球的距离为地球直径的倍。1751～1753年，法国拉卡伊和拉朗德第一次用三角测量法精确测定了月球的距离。1672年，G.D.卡西尼精确测定了太阳的距离。1837～1839年，В.Я.斯特鲁维、贝塞耳和T.亨德森几乎同时分别利用三角视差法相当精确地测定了织女星（即天琴座α）、天鹅座61和南门二(即半人马座α)三颗近距星的距离（见视差）。