宇宙距离尺度

天文单位

天文单位是指地球与太阳的平均（平均）距离。这一点我们知道得相当准确。开普勒定律告诉了行星距离的比率，而雷达告诉了内行星和围绕它们运行的人造卫星的绝对距离。

视差

视差是利用三角学来发现靠近太阳系的物体的距离。

当地球围绕太阳运行时，附近恒星的位置在较远的背景下会出现轻微的移动。这些偏移是一个直角三角形的角度，2AU是三角形的短腿，与恒星的距离是长腿。偏移量相当小，对于一个距离为1parsec（3.26光年）的物体来说，测量为1角秒。

这种方法适用于几百帕斯卡的距离。

已知亮度的物体被称为标准烛光。大多数物理距离指标是标准烛光。这些物体属于具有已知亮度的一类。通过比较后者的已知亮度和它的观测亮度，可以用反平方法计算出与该物体的距离。

在天文学中，一个天体的亮度是以其绝对星等来表示的。这个量来自于从10帕秒的距离上看到的发光度的对数。表观星等是观察者看到的星等。它可以用来确定与天体的距离D，单位是千帕斯（千帕斯=1,000帕斯），具体如下。

5⋅ log  ⁡ D 10k p c   =   m   −   M   −    10, {\displaystyle {\begin{smallmatrix}5\cdot \log _{10}{\frac {D}{\mathrm {kpc}}}\ =\ m\ -\ M\ -\ 10,\end{smallmatrix}}}

其中m为视幅，M为绝对幅值。要做到这一点，两个星等必须在同一频段，而且在径向上不能有相对运动。

还需要一些方法来计算星际消光，这也使得天体看起来更暗，更红。绝对亮度和视亮度之间的差异被称为距离模数，而天文距离，特别是星系间的距离，有时也是以这种方式表出来的。

问题

任何类别的标准烛光都存在两个问题。主要的问题是校准，找出蜡烛的绝对量级。

其次在于识别该类的成员。除非物体属于该类，否则标准的蜡烛校准是不起作用的。在极端的距离，也就是人们最希望使用距离指标的地方，这种识别问题可能相当严重。

标准烛光的一个重要问题是它们的标准程度问题。例如，所有的观测结果似乎都表明，已知距离的Ia型超新星具有相同的亮度，但有可能遥远的Ia型超新星与附近的Ia型超新星具有不同的属性。

除了少数例外，基于直接测量的距离只能达到大约1000帕斯卡，这只是我们银河系的一小部分。对于超出这个范围的距离，测量取决于物理假设，即断言人们认识有关的天体，而且天体的类别足够同质，其成员可以用于有意义的距离估计。

在逐渐扩大的距离尺度上使用的物理距离指标包括：。

• 黯淡双星--在过去十年中，对黯淡双星的测量提供了一种测量星系距离的方法。准确度在5%的水平上，距离约为300万帕秒。
• RR天琴座变星--是周期性的变星，通常存在于球状星团中，并经常被用作测量银河系距离的标准烛光。这些红巨星被用来测量银河系内和附近球状星团中的距离。
• 在银河系天文学中，X射线爆发（中子星表面的热核闪光）被用作标准烛光。对X射线暴的观测有时会显示出表明半径膨胀的X射线光谱。因此，X射线暴峰值的X射线通量应该与爱丁顿光度相对应，一旦知道中子星的质量（1.5个太阳质量是一个常用的假设），就可以计算出这个亮度。
• 昴宿星变星和新星
• 蛇夫座是一类非常光亮的变星。蛇夫座变星的光度和脉动周期之间有很强的直接关系，保证了蛇夫座变星作为建立银河系和银河系外距离尺度的重要标准烛光的地位。
• 新星有希望作为标准烛光使用。例如，它们的绝对星等的分布是双峰的，主峰在-8.8等，次峰在-7.5等。新星在其峰值15天后也有大致相同的绝对星等（-5.5）。这种方法和Cepheid变星法一样准确。

• 白矮星。由于成为超新星的白矮星具有统一的质量，Ia型超新星产生一致的峰值光度。这个数值的稳定性使得这些爆炸可以作为标准烛光来测量与宿主星系的距离，因为超新星的视觉亮度主要取决于距离。
• 红移和哈勃定律 通过使用哈勃定律，它将红移与距离联系起来，人们可以估计任何特定星系的距离。

主序列配件

在赫兹普朗-罗素图中，一组恒星的绝对星等与恒星的光谱分类被绘制出来。可以发现与恒星的质量、年龄和成分有关的演变模式。特别是，在它们的氢燃烧期，恒星沿着图中的一条曲线，称为主序。

通过测量恒星光谱的属性，可以发现主序星在H-R图上的位置。由此可以估计出该星的绝对星等。在对气体和尘埃造成的星际消光进行校正后，将该值与视亮度进行比较，就可以确定大致的距离。

在像Hyades这样的受引力约束的星团中，恒星形成的年龄大致相同，距离也相同。这允许相对准确的主序拟合，提供年龄和距离的确定。

这并不是一个完整的方法清单，但它确实显示了天文学家在估计天体距离方面的方法。