提到宇宙中的天体，大家最感兴趣的问题常常是“这颗星星有多大？离我们有多远？”
太阳的直径是万公里，织女星距我们25光年，太阳如此巨大，织女星离我们如此遥远，那天文学家是怎么测得它们的准确数据的呢？本期，让我们来介绍一下，如何观测并确定天体的距离与大小。
宇宙中，在测量不知距离的星团、星系时，只要能观测到其中的造父变星，就可以利用周光关系将星团星系的距离确定出来。因此，造父变星也被称为宇宙的“量天尺”。假设有两颗周期相同、在地球上看起来亮度不同的造父变星，而且我们到看起来比较明亮的造父变星的距离是已知的。那么由于周期相同，两个变星的本来亮度就相同，如果较暗的变星的亮度是较亮的亮度的1/，就可以得出较暗的变星的距离是到较亮的变星距离的10倍。所以可以简单的总结为：我们通过观测天体亮度的明暗转化成天体之间的距离。
天文学家们用来测量天体距离和宇宙尺度的基础就是视差，本期介绍几种常用方法。
1，三角视差
视差是一种投影效果，对同一天体，分别在两个点（相差半年）上进行观测，两条视线与两个点之间的连线可以形成一个等腰三角形，根据这个三角形顶角的大小，就可以知道这个三角形的高，也就是物体距观察者的距离。
三角视差是一切天体距离测量的基础，至今用这种方法测量了约00多颗恒星。然而，用周年视差法测定恒星距离有一定的局限性，因为恒星离我们愈远，θ就愈小，测量的误差就会愈大，此时我们便需要借助其他的方法进行测量了。
2，分光视差法
每个恒星都有着独特的光谱，通过分光技术得到恒星光谱线，由特征谱线确定绝对星等。进而利用恒星光谱中某些谱线的强度比和绝对星等的线性经验关系由距离模数公式求出两者的距离。一般而言对远距离恒星计算精度较高，大约在10万光年之内。
（绝对星等是假定恒星与距地球10秒差距（32.6光年）的地方测得的恒星的亮度，反映天体的真实发光本领。）
3，变星测距法
首先需要了解造父变星的概念，造父变星是一类高光度周期性脉动变星，也就是其亮度随时间呈周期性变化。像亮度随时间呈周期性变化这种周光关系提供了一种简单而又非常重要的测定天体距离的方法。一旦有了周光关系的曲线图，天文学家就可以外推得到更遥远恒星的距离。测定其光变周期，即得知光度，再根据视星等就可以算出距离。
如果星团或河外星系中有造父变星，那么星团或星系的距离的就可以得知。这一方法也称为造父视差法，是测定天体距离在可靠程度方面仅次于三角视差的一种方法，特别适用于遥远的星团和河外星系的距离测定。
4，红移”
原理很简单，一个波在传播过程中，如果波源接近接收者，波的频率就会变高；反之，远离的时候频率会变低。我们生活中最常遇到的就是汽车鸣笛路过我们身旁，靠近的时候音调越来越高，远离的时候声音越来越闷，飞机的轰鸣声也是一样。
科学家告诉我们：光也是一种波，当光源远离我们的时候，频率也会变低。在可见光里，频率最低的，就是红色。因此，如果一个天体远离我们，它的光谱就会偏红，这在天文学上叫做“红移”。距离越远，它们远离我们的速度就越快，光谱就会更多地偏向红色。利用这个方法，天体太远不但不会让我们无法测量，反而红移值更大，更容易观测。因此，宇宙中那些最遥远的天体，我们都通过这样的方式来测量距离。
一般在天文上说的红移有三种，即引力红移，多普勒红移和宇宙学红移。引力红移，顾名思义就是强引力场导致的。而多普勒效应大家都在中学物理中学过，是相对运动导致的，而宇宙学红移则是由于宇宙膨胀导致的，并非真实的运动，因此宇宙学红移不算是多普勒效应