距离的测量是天文中的一项基础工作，几乎和所有研究方向都有关系。距离的测量使得我们看到的“天球面”真正变成了"天球"，妇女撑起半边天，而测距“撑起了整片天”。也正因为如此，反过来说，几乎所有研究方向都可以用来进行天文测距（关于测距方法的全面介绍，参见http://www.amazon.com/An-Introduction-Distance-Measurement-Astronomy/dp/047051180X）。这里所谓的天文测距是指用非接触性的方法测量天体的距离（用雷达回波测距不在此列）。一般地说，天文距离的测量基于以下一些原理。
       一、视差。在非视线方向的两点上观察远方天体，此天体会位于不同方向（类似于左眼和右眼看到的图像有差异），如果这个视差造成的角度偏差（视差角）（足够大）可以测量，那么就可以根据两个观测点位置推断出天体的距离。这是临近天体距离的主要测量方法。
       二、标准烛光。一盏灯，在不同的距离有不同的表观亮度，这个亮度反比于距离平方（对于四维平直时空）。一个天体的表观亮度是一个直接可测量量，如果天体的真实亮度（光度）已知，那么就可以推测出天体所在距离。
       三、标准尺。近大远小是美术中的一个原理。而这里的所谓“大”和“小”指的是张角的大小，这个量反比于距离，是一个可以直接测量的量。如果我们知道一个天体的实际大小，又能测量其表观大小（张角），那么也能推测这个天体的距离。其实标准尺方法和视差方法是异曲同工的，刚好是互易的（在标准尺方法中，“基线”变成了远方的标准尺，测量的还是角度）。
       四、标准速度。这实际上是标准尺方法的一个推广。假定本地的时钟和天体所在位置的时钟同样快，如果知道天体的实际速度，那么测定了此天体的角速度就可以推测这个天体的距离。而问题的本质还是角度的测量。
       五、其它。还有其他一些方法不能简单归入以上几类。例如，对于银河系中的天体，可以用银河系的动力学模型测量距离。

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