1. 三角視差法
　　以日地距離為基線，通過測量星體移動的角差可以計算其距離，依賴於角分辨率。
2. 星團移動透視法
　　對於一個物理尺寸基本不變的恆星團，由於它的運動，其角尺度在變化。遠離觀測者的星團角尺度變小，透視效應使得我們感覺星團匯集到遠處的一點上，通過觀測角尺度及其變化和星團運動的視向速度，星團的距離可以被估算出來。
3. 主序星赫羅圖測距
　　通過測量主序星的光譜，確定其光譜類型，利用赫羅圖給出其絕對光度，再通過測量其視亮度，可得距離。
4. 變星周期－光度關係測距
　　主要有三類變星：I型造父變星、II型造父變星（室女座W變星）和天琴座RR變星。其光變周期與其絕對光度有一定關係，通過測量周期即可得光度，再測亮度即可定距離。
5. Tully-Fisher關係
　　對於旋渦星系，其旋轉的快慢與星系絕對亮度有一定的關係（L∝V⁴_c），旋轉速度可以從譜線的寬度估計出（多普勒效應）。得到光度再測亮度即可得距離。注意：需要利用近處星系定標
　　對於橢球星系也有Faber-Jackson關係，即星系中心速度彌散與光度關聯：L∝σ⁴
6. Ia型超新星
　　雙星系統中白矮星吸積伴星物質，當質量超過1.4M_sun災難性爆發形成中子星。光變曲線衰減率與其最大亮度相關，可定光度。也需要定標。
7. 引力透鏡效應
　　背景源發出的光受到前景物質的引力作用發生彎曲，使得背景源的亮度發生變化，形狀改變。強引力透鏡效應可以產生多重像。對於不同的像，它們的光的路徑是不同的。如果源本身具有隨時間的變化性，那麼不同的像隨時的變化存在時間差。測量這一時間差，便可以測量源到我們的距離。結合光源的紅移，這種方法可以定出Hubble常數。
8. Clusters’SZ effect + X-ray
　　星系團彌漫著電離了的熱氣體，熱電子與CMB光子散射，使得CMB黑體譜受到扭曲。通過測量熱氣體發出的X射線強度可計算電子數密度，結合測量到的CMB譜變化程度，可得星系團的尺度。再測角直徑可定出其距離。

主題: 遙遠星系的距離

談到系外銀河的距離, 在此將內容整理一番.

在天文學裡, 量星體的距離是個很基本卻也是很頭大的問題. 從最簡單的地球半徑的測量, 到地月距, 地球與內行星的距離, 以及最最重要的地球與太陽的距離( 也就是一天文單位 1 AU ), 花了人類數百年的時間. 太陽系內與鄰近太陽的天體的距離量測, 在大學裡是個花上三堂課來聊都不為過的題目. 現在讓我把尺度拉大, 看看銀河系外的星系的距離是怎麼量出來的.

首先, 我們所知的星系距離, 絕大多數都先量測星系的紅移後, 透過哈伯定律換算出來的. 然而, 哈伯定律不全然正確地描述星系的紅移, 例如在本星系群(Local Group)中的星系, 便因為彼此的引力影響大於宇宙的膨脹, 而不遵守哈伯定律. 同樣的現像也可以在室女座超星系團(Virgo Super CLuster)上看到. 更進一步看, 哈伯定律中的哈伯常數, 也是要透過量測鄰近星系的距離來決定. 所以, 我們必需有一些獨立於哈伯定律外的距離量測方法. 這樣的方法, 我所知的只有兩個, 且透過這兩種方法量出距離的星系, 其實總數相當少, 和我們所知的星系總數相比的話.

第一個方法是透過造父變星(Cepheid), 造父變星的變光週期與其絕對亮度有很讚的一對一關係. 若我們能在遠方星系的高解析力照片中, 找到造父變星, 那麼要量出該變星的變光週期, 對天文學家來說是相對容易的事, 就像按碼錶量時間一樣簡單. 量出週期後, 透過"已知的"造父變星的週期與絕對亮度關係, 便可反推出其絕對亮度. 有了絕對亮度, 再和觀測到的亮度比較, 透過平方反比律, 我們就可以找出該造父變星的週期, 也就是其母星系的距離.

這方法的主要困難或限制有二. 一是, 我們必需要先有一套"已知的"造父變星的週期與絕對亮度關係. 這關係必需透過觀測本銀河系中鄰近太陽系的造父變星來建立, 在建立此關係時, 這些造父變星的距離必需要量得很準, 得到的觀係才會正確. 因此, 量遠方的星系的距離就和量鄰近星球的距離產生關聯, 如果我們量鄰近的星球量不準, 量遠方的星系就會更不準. 鄰近的造父變星的距離的量測, 直到Hipparcos衛星(1989年發射)的三角視差量測, 才算是有較令人放心的結果. 另一個限制是, 要在遠方星系的影像中找出造父變星, 並不是容易的事, 這需要很高的解析力才行, 同時只限於觀測一些不太遠的星系. 因此, 哈伯太空望遠鏡早期的關鍵任務之一便是從它的高解析度星系影像中, 找出造父變星並量測它們的亮度與週期. 哈伯太空望遠鏡與Hipparcos的結果都在90年代中期出爐, 直到此時, 我們才敢說, 我們量鄰近星系的距離算是勉強量得不錯了.

我們量鄰近星系的距離直到近幾年才量得不錯這件事, 可以從我們的哈伯常數上看到, 因為鄰近星系的距離結果直接反應到我們相信的哈伯常數上. 在1929年哈伯發表他的紅移定律時, 當時所接受的哈柏常數是200到400 km/sec/Mpc, 是個很大的數字, 而且誤差也很大. 但這數字隨著觀測精確度的緩慢提升而縮小, 到80年代結束為止, 人們相信的哈伯常數在100到150之間, 仍然很大. 這樣一個很大的哈伯常數, 意味著我們的宇宙膨脹得很快, 所以它不需要太多時間便可膨脹成今日的大小, 換句話說就是, 我們的宇宙其實年紀很輕. 這在當時造成了一個很嚴重的問題, 因為我們已知最老的恆星, 竟比宇宙自己還年老! 這問題最後終於被哈伯太空望遠鏡解決了, 90年中以後陸續發表的星系距離量測結果顯示, 哈伯常數應該只在70上下, 我們的宇宙終於比它自己孕育的恆星還年老了! 這也說明了量距離這麼一件看似單純的事, 在天文學上是何等重要又是何等不易.

第二個量星系距離的獨立方法是透過Ia型超新星(Type Ia supernova, Ia唸成one-a, 不是i-a). 這種超新星與一般初級天文學課本中提到的不同, 一般學生最先知道的超新星是II型(Type II)超新星, 是大質量恆星死亡後, 成為黑洞或中子星前的超新星爆炸產生的. Ia型超新星一般相信(會寫一般相信, 就表示並非百分之百有定論)是來自含有白矮星與巨星的雙星系統, 白矮星從巨星的外層大氣中逐漸吸收質量, 待白矮星的質量超過所謂"錢德拉塞卡極限(Chandrasehkar's limit)"後, 會引發重力塌縮及超新星爆炸. Ia型超新星爆炸有一種很讚的優點, 那就是, 當這型超新星的亮度達最高點時, 其絕對亮度是不變的, 也就是, 所有的Ia型超新星, 都有著同樣的絕對亮度, 當它們的亮度達最高點時. 1996年後, 這一點被新觀測給修正了, 但無論如何, 我們可以透過觀測Ia型超新星而得知它們的絕對亮度. 一但有了絕對亮度, 和觀測到的亮度比較後, 透過平方反比律, 我們就可以算出該超新星的距離, 也就是它的母星系的距離.

用Ia型超新星來量星系距離有個很大的好處, 它們比造父變星亮很多倍, 我們都知道超新星的亮度可以和一整個星系的總亮度媲美, 所以, 我們可以輕易地看到極遠方的Ia型超新星, 而不須像造父變星法那樣, 被限制在鄰近的星系. 但它也有缺點, 那就是超新星爆炸是無法預測且歷時極短的, 你無法像造父變星那樣, 一但發現它便可悠哉游哉隨時回過頭去觀測都行. 所以要觀測Ia型超新星, 必需長時間監視固定一區域, 希望運氣好會不巧看到幾顆Ia型超新星. 因此, 這方法與造父變星法各有擅場, 彼此互補. 目前國際上有好幾個跨國團隊, 利用哈伯太空望遠鏡, 以及智利及夏威夷的大望遠鏡, 有系統地搜索遠方的Ia型超新星.

Ia型超新星的距離量測結果, 也自90年中期起大量出爐, 這些結果所給出的哈伯常數, 與造父變星法得到的相吻合, 都在70上下. 然而, 因為Ia型超新星法可以量到極遠方的星系的距離, 它在宇宙學上的貢獻可能更甚於造父變星法. 我最喜歡的例子是宇宙常數的故事, 這故事有機會再聊.

以上是我所知已付諸實現的唯二的量測外星系距離的獨立方法, 其它我說得出的方法, 像是透過哈伯定律, 透過Tully-Fisher relation, Faber-Jackson relation, fundamental plane, surface brightness fluctuation等間接方法, 都需要以上兩種方法的其中之一做校準, 所以並不能算是獨立方法. 如果造父變星法或Ia型超新星法量到的距離有誤差, 這誤差便會直接投射到其它各種方法量到的距離上. 同樣的, 如果我們用三角視差量鄰近造父變星的距離有誤差, 這誤差一樣會投射到星系的距離上. 更退一步, 若我們量地日距有誤差, 這誤差便會投射到三角視差以及所有的天文距離量測上. 天文學的距離量測可說是環環相扣, 一步都馬虎不得

造父變星&Ia超新星測距離法

簡單來說, 這兩種會週期變光的星體都有一些特徵可以直接得知它們的發光強度, 再對照地球上觀測到的亮度, 由光度和亮度的比值即可推知它們的距離, 因而也就可以得知它們所屬星團或星系的大致距離了.

至於是什麼特徵?

造父變星的變光週期長短與其平均發光強度成正比關係;

Ia型超新星的最大發光強度是定值. -- 這種類型的超新星由於通過質量累積的機制，只有在達到一定的質量時才能爆發，因而導致最大光度的一致性。因為超新星的視星等隨著距離而改變，穩定的最大光度使它們的爆發可以用來測量宿主星系的距離。

這兩種測距法有自身的一些限制. 如造父變星的光度有限, 距離太遠就難觀測了; Ia型超新星夠亮, 但非常非常罕見.

簡單說了這些, 你就有了一些主題關鍵字, 要是還不懂就表示有一些更基本的概念要先弄清楚, 可利用這些關鍵字再追問下去.