一般是用三角法，比如说地球在春分点和秋分点时分别观测一颗恒星对地球的角度，然后以公转轨道半径为基线，算出它距地球的距离
对于较近的天体（500光年以内）采用三角法测距。
500－－10万光年的天体采用光度法确定距离。
10万光年以外天文学家找到了造父变星作为标准，可达5亿光年的范围。
更远的距离是用观测到的红移量，依据哈勃定理推算出来的。
具体点说
(1)三角视差法
河内天体的距离又称为视差，恒星对日地平均距离（a）的张角叫做恒星的三角视差(p)，则较近的恒星的距离D可表示为：
sinπ＝a/D
若π很小，π以角秒表示，且单位取秒差距(pc)，则有：D=1/π
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，π就愈小，实际观测中很难测定。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10,000多颗恒星。
天文学上的距离单位除天文单位（AU）、秒差距(pc)外，还有光年(ly)，即光在真空中一年所走过的距离，相当94605亿千米。三种距离单位的关系是：
1秒差距(pc)＝206265天文单位(AU)＝3.26光年＝3.09×1013千米
1光年(1y)＝0.307秒差距(pc)＝63240天文单位(Au)＝0.95×1013千米。
(2)分光视差法
对于距离更遥远的恒星，比如距离超过110pc的恒星，由于周年视差非常小，无法用三角视差法测出。于是，又发展了另外一种比较方便的方法--分光视差法。该方法的核心是根据恒星的谱线强度去确定恒星的光度，知道了光度（绝对星等M），由观测得到的视星等(m)就可以得到距离。
m - M= -5 + 5logD.
(3)造父周光关系测距法
大质量的恒星，当演化到晚期时，会呈现出不稳定的脉动现象，形成脉动变星。在这些脉动变星中，有一类脉动周期非常规则，中文名叫造父。造父是中国古代的星官名称。仙王座δ星中有一颗名为造父一，它是一颗亮度会发生变化的“变星”。变星的光变原因很多。造父一属于脉动变星一类。当它的星体膨胀时就显得亮些，体积缩小时就显得暗些。造父一的这种亮度变化很有规律，它的变化周期是5天8小时46分38秒钟，称为“光变周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同变化的变星，统称“造父变星”。
2 天体测量方法
1912 年美国一位女天文学家勒维特（Leavitt 1868--1921）研究小麦哲伦星系内的造父变星的星等与光变周期时发现：光变周期越长的恒星，其亮度就越大。这就是对后来测定恒星距离很有用的“周光关系”。目前在银河系内共发现了700多颗造父变星。许多河外星系的距离都是靠这个量天尺测量的。
(4)谱线红移测距法
20 世纪初，光谱研究发现几乎所有星系的都有红移现象。所谓红移是指观测到的谱线的波长(l)比相应的实验室测知的谱线的波长(l0)要长，而在光谱中红光的波长较长，因而把谱线向波长较长的方向的移动叫做光谱的红移，z=(l-l0)/ l0。1929年哈勃用2.5米大型望远镜观测到更多的河外星系，又发现星系距我们越远，其谱线红移量越大。
谱线红移的流行解释是大爆炸宇宙学说。哈勃指出天体红移与距离有关：Z = H*d /c，这就是著名的哈勃定律，式中Z为红移量；c为光速；d为距离；H为哈勃常数，其值为50～80千米／(秒·兆秒差距)。根据这个定律，只要测出河外星系谱线的红移量Z，便可算出星系的距离D。用谱线红移法可以测定远达百亿光年计的距离。
天体大小的测定
1地球的大小
最早实测地球大小的是希腊天文学家厄拉多塞内（Eratosthene）。公元前200多年，他认定地球为正球体，他那时推算的地球周长合39500千米，与今值(赤道周长40075.13千米)十分接近。
20世纪50年代以后，用人造地球卫星测得的有关地球数据越来越精确。利用对人造卫星的观测数据，便可求得地球的平均半径。具体计算时还必须考虑月球和太阳引力的影响，需要加以订正。同时，由于地球并非正球体，其内部物质分布也不均匀，因此，它对人造卫星的绕转运动产生摄动力。这样，需根据大量不同倾角的人造卫星及其轨道变化的速度，才能归算出地球的基本形状和大小。
2太阳、月球的大小
对于距离已知的天体，只要测出它们的视圆面直径的张角，即可以求出它们的大小。对太阳、月球和行星的线直径都是这样测量的。在地球上用测角仪器很容易测得太阳的角直径31’59”.3。根据已知的日地平均距离a就可算出太阳的线半径为：
R=a*sin（31’59”3/2）= 6.96×105 千米
大概70万千米，约相当于地球半径的109倍。
同理可测得月球的平均角半径为15’32”.6，略小于太阳角半径。所以，从地球上看去，它们的大小相差不多，但是，月地距离比日地距离小得多。月球的线半径也比太阳小得多，仅有1738千米。
3恒星的大小
对于太遥远恒星，其角直径很小，用望远镜所无法测量的，上面的方法不适用。于是，只能采用间接的方法测定它们的大小，例如光度法。
由物理学中的斯忒藩—波尔兹曼黑体辐射定律知道，如果恒星的辐射可以用黑体辐射来描述，那么温度为T，半径为R的恒星在单位时间内所发出的总辐射能，即恒星的光度L为：
L＝4πR2σ*T4
上式中的T及光度量可根据其它办法得到，于是R就可以算出来。
天体质量的测定
天体的质量，不仅支配着天体的运动状况，而且还决定天体演化进程。研究天体质量，是现代天文学的一个重要内容,对不同天体质量的测定，可采用不同的方法。
1地球质量
对人类生息繁衍的地球的质量大小的估算直到牛顿发现万有引力定律建立之后才成为可能。
测定地球质量的原理很简单，从万有引力定律知道，任何两个物体之间的引力的大小与两物体的质量的乘积成正比，与它们之间距离的平方成反比。假设地球为一质量为Me理想球体，且质量都集中在地球中心，地球半径为Re。那么根据地球表面的物体受到的地球的吸引力便可以测量地球的质量。但是地球质量的测量还涉及到万有引力常数G的大小。直到1928年才由美国的海尔确定为G=6.67×10 -8 达因·厘米2／克2。于是，得到地球质量Me=5.977×1027克。很显然，地球并不是一个正球体，现代用人造地球卫星测定地球质量。
2.太阳质量：太阳是太阳系的中心天体，其质量可由地球对其绕转运动来求得。我们把地球公转近似地看作圆周运动，那么就可以根据地球绕太阳做圆周运动求出太阳的质量为Ms=1.988*1030千克。
对于恒星，只对某些物理双星的质量根据其轨道运动（利用开普勒第三定律）进行过直接测定。对其它恒星的质量，只能根据它们的光度进行间接测定。20世纪以后，通过大量的观测表明，发现主序星的质量与光度存在较好的正相关。光度越大，质量也越大，即著名的质光关系图。所以可以根据恒星的光度由质光关系图估算出它的质量。
3星系的质量
星系的质量是星系的重要基本参量，它对构成星系总光度各类型恒星的分布也是一个制约，星系质量分布也影响星系的类型。目前发展了多种方法来确定星系质量：
1)由星系的旋转曲线确定质量（对扁平型的轴对称星系）。
2)双星系质量（利用测定双星的方法估计双星系的质量）。
3)维里质量（利用维里定律（Virial theorem）求出星系团的质量）。
星系质量的测量结果表明，不同类型的星系的质量分布为：
椭圆星系： 105 " 1013M?
旋涡星系： 109 " 1011M?
不规则星系： 108 " 1010M?
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