在地球上我们一般都用米或者千米来衡量距离的长短，当进入到广袤的宇宙之后，米或者千米便已经无法衡量，因为宇宙太大了。而我们要衡量天体与天体之间的距离时，就需要另一种长度单位-光年。
所谓光年就是光在真空中传播一年的距离，我们知道光的传播速度大约是每秒30万千米，通过计算可得，一光年就相当于9.46万亿千米。比如距离我们最近的比邻星大约是4.22光年，距离地球最近的星云猎户座星云，大约是1350光年，距离最近的大星系仙女座星系大约是254万光年。
那么说到这里可能很多人会问，天体距离我们如此之长，都需要光年这么大的长度单位来衡量。那么天文学家是如何测出之间距离的呢?
其实这些天体虽然距离我们太过遥远，即便利用最快的飞行器用尽一生也无法到达，但我们仍可以通过很多方法得出它们之间的距离，今天我们就来了解一下，目前天文学界常用的几种测定遥远天体距离方法。
三角视差法
第一种是三角视差法，三角视差法一般是测量距离地球稍近的天体，距离在上百光年之内。天文学家在测定这些恒星距离时，会用地球公转轨道来作为基线。
我们知道地球围绕太阳公转会形成一个圆形轨道，当地球移动到不同的轨道位置时，便会与遥远的天体形成一个等腰三角形，比如我们在1月份和7月份同时记录一颗恒星的位置，那么我们便可根据两侧恒星的视差得出三角形的顶角，然后就能够知道三角形的高，而这个三角形的高就是这颗恒星到地球的距离。
不过这种方法只能测量近距离天体，如果当一个天体距离我们十分遥远，那么三角视差法便无法使用了，而这时候就需要用到造父变星。
造父变星
造父变星是宇宙中一种相对奇特的恒星，亮度也会随时间呈现出周期性变化，它会在一定的时间内变亮—变暗—变亮，这一个周期我们称之为光变周期。并且它的光变周期越长，其光度就越大，而天文学家通过光变周期来估算出造父变星的绝对星等和视星等，然后就可以计算出距离。因此造父变星也被称为是宇宙的量天尺。
在上世纪20年代之前，天文学界一直在争论仙女座星系到底是星云还是星系，直到爱德温-哈勃在观测到仙女座星系内有一颗造父变星时，通过周光关系才最终算出距离，由此确认仙女座星系原来是河外星系。
哈勃红移法
而如果是更遥远的距离，就无法用造父变星来计算距离，比如上百亿光年的星系，由于如此遥远我们从中已经无法观测到造父变星，那么则需要另一种方法，哈勃红移法。
在1929年，埃德温哈勃在观测遥远的天体时，发现大部分星系的光谱线都存在红移现象，而且离我们越远的星系红移量越大。我们知道光也具有多普勒效应，当一个天体在远离我们时，光波被拉长，光谱的颜色会向红色端移动，如果靠近我们光波变短就会向蓝色端移动，由此知道了星系都在互相远离。
并且哈勃还发现离我们越远的星系远离的速度则越快，由此提出了哈勃定律，即星系的退行速度与距离成正比。所以我们只要测出星系的红移值再得出退行速度，就可以知道该星系距离我们有多远！
因此当天文学家告诉我们，那些天体与地球的距离动辄”上百万光年，乃至上亿光年，并非是瞎猜，而是通过计算得出！虽然会存在着一定的误差，但从整体上来说并不会相差巨大！