宇宙距离测量的基石：三角视差法
测量宇宙中星球间的距离，天文学家们有一套由近及远的“量天尺”体系。对于距离较近的恒星，最直接、最可靠的方法是三角视差法。其原理类似于我们的双眼判断物体距离：以地球绕太阳公转轨道的直径（约3亿公里）为基线，分别在年初和年中观测目标恒星。由于观测位置的变化，恒星在遥远背景星空中的位置会发生微小的视位移。通过测量这个视差角，并利用简单的三角函数，就能精确计算出恒星到我们的距离。这种方法适用于数百光年内的恒星，是校准其他更远距离测量方法的基石。
跨越深空的“标准烛光”
对于遥远星系中的星球或星系本身，视差法已无能为力。天文学家转而依赖“标准烛光”——即已知真实亮度的天体。最著名的例子是造父变星，这类恒星的光度会周期性变化，且变化周期与其真实亮度有严格的对应关系。通过观测其亮度变化周期，就能得知它的真实亮度，再将其与我们从地球上观测到的视亮度进行比较，距离越远，视亮度越暗，根据平方反比定律便能计算出距离。利用造父变星，我们得以测量银河系内乃至邻近星系的距离。
红移与宇宙的尺度
当目标远达数十亿光年时，即便是造父变星也过于暗淡。此时，宇宙膨胀本身提供了测量的标尺。埃德温·哈勃发现，遥远星系发出的光波长会向红色端移动，即“红移”，且红移量与星系距离成正比。这是因为宇宙空间在膨胀，光波在传播过程中被拉长。通过精确测量星系光谱的红移量，天文学家就能推算出其距离。这种方法让我们得以描绘宇宙的大尺度结构，测量星球所属星系与我们之间的浩瀚距离，从而理解宇宙的膨胀历史和整体尺度。