要知道遥远的星光，是从多远射过来的？其实有很多办法。这些办法，在天文学上，充当着不同尺度的“量天尺”。简单来了解下吧！
第一种：古老的三角形视差法。
早在地球航海时代，人们为了绘制地图，就发明了运用三角形特征的远距离测量方法。基本原理如下：一个三角形，如果底边的长度已知，两个底角也已知，就可以计算出目标顶点到底的距离。底边的长度越长，其计算的精度也就越高。因此，我们只要选择一个足够长的已知直线段距离，然后在其两端观测远处的目标，获得两端观测的视角，就能运用三角形的结构法则计算出距离了，这就是古老且有效的三角形视差法。
如果要测算月球到地球的距离，就必须把底换成地球的直径，才能得到比较靠谱的精度。在地球的两端分别用一个望远镜同时观察月亮，分别获取两端的视角后，就能计算出地月距离了。
而要计算恒星到地球的距离，地球的直径显然也就不够用了。这时一般会利用地球公转的直径作为三角形的底边。一般夏天用望远镜观察一下目标恒星获得视角，当地球转到太阳另一边，也就是冬天时，再测一次目标恒星的视角，这样就可以计算目标恒星到地球的距离。
第二种：标准烛光法。
对于更远的距离，天文学家想到，可以一个已知距离恒星的光亮为标准，然后对比其他天体与之的明暗关系，来估算其距离。
这当然首先要进行大量的观察，然后再运用统计学就能获得光亮与距离之间的对应关系。而天文学上，有两套描述星光亮度的系统。
一套叫做视星等。
天文学家把夜空中比较亮的织女星（距离地球约25光年）作为参考标准，把它的亮度定义视星等为零。所有视星等为负数的星星都比织女星亮，而视星等为正数的星星则比织女星暗，而且每一等之间的亮度大约差2.5倍。
比如，一颗视星等为–1.0的星星的亮度是织女星亮度的2.5倍，而对一颗视星等为+2.0的星星来说，织女星的亮度是它的6.25倍（也就是2.5×2.5）。
这样根据不同星星的视星等，我们是否就能估算出它们与我们的距离了呢？还不能，因为有些星星只是反射光，有些是自己发光，而且不同的恒星光源的强度也不同。
于是，天文学家又提出了一套系统，叫“绝对星等”。
这个方法就是假设把一颗恒星放到32.6光年的地方，然后测量它的视星等，绝对星等描述的是恒星真实的亮度，每一等级之间亮度差距当然与视星等一样。
比如，天狼星的视星等是-1.47，但绝对星等是1.42，也就是说天狼星看上去亮是因为离我们近。而猎户座参宿七视星等是0.12，绝对星等却是-7.84，所以它是一颗距离我们很远且超亮的恒星。
既然知道了星星们的发光强度，又知道了光亮随着距离的递减程度，当然就能计算出星星与我们的距离，但这个办法也仅仅对银河系内的星星有效。
第三种：宇宙红移
如果更远，要测量星系与星系之间的距离，天文学家们也有办法。
这个办法最早由哈勃发现。首先，我们知道星系都会发射几种固定的光谱，这些光谱就像是星系的“指纹”。
远离我们的星系，它们的光谱线就会红移（光的波长被拉长），哈勃当时认为这是多普勒效应，但现在我们知道，这不是多普勒效应而是宇宙膨胀导致的。所以说，哈勃也算“歪打正着”地的提出了著名的哈勃定律：星系推行速度与距离成正比，其比值就是哈勃常数。
欧洲航天局于2013年3月21日宣布，根据普朗克卫星的测量结果得出新的哈勃常数值为67.80±0.77(km/s)/Mpc(Mpc表示百万秒差距，大约为300万光年)，即在每增加300万光年的距离上（或每过300万年），星系远离地球的速度增大67.80±0.77千米每秒。
所以只要知道遥远星系的红移程度，我们就能估算出它们与我们之间的大致距离。
总结
原来我们只能测量方寸之间，现在我们已经开始测量浩瀚的星空。从天文学上“量天尺”的逐步升级就可以看出来，科学是无数代人一点一点积累的产物，是人类创造出来的最无法估量的传承之力。
