想咨询一下关于我们是怎么知道一个天体离我们有多远的？的问题，大家能帮助我解答一下吗
1，三角视差法
在不同视点对同一颗恒星进行观测，两点可以构成一个等腰三角形，根据顶角大小可以得到该三角形的高，不同视点就是地球最大的变动距离，即公转6个月的位置，这时恒星视差称为恒星的“周年视差”，此时地球至太阳的距离已知，再测量视差就可以用简单的三角函数计算出恒星至地球的距离。但是银河系中大部分恒星都距离我们数几千光年甚至上万光年，然而三角视差发只适用于短距离测量。太远的恒星，因地球位置变化而导致的视差会影响测量的准度，所以天文学家只能另想办法。
2，标准烛光
标准烛光，从字面讲比如我们面前有好多蜡烛一次排列从远到进，因为烛光本身的光度都是一致，所以蜡烛越远灯光越暗，就可根据蜡烛的本身光度（对应绝对星等），观察的光度（视星等）算出蜡烛距离我们多远。同样的道理，对于本身一样亮的两颗恒星来说，暗的恒星离我们要比亮的恒星更远，但有个问题在于，恒星自身的亮度是千差万别的，不像烛光那样一致，我们无法知道一颗恒星看起来明亮，是因为它们离我们较近，还是因为它们本身就更明亮，所以天文学家通过一些观测数据确定一大质量的恒星，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，周期越大，亮度越大，这就是造父变星，可以通过造父变星的光变周期求得绝对星等，进而求出距离模数(物体的绝对星等和视星等之间的差称为距离模数，)最终求得造父变星的距离。这一方法广泛应用于测量星团、近距离的星系距离，不过,“标准烛光”的问题在于,天体离我们越远,它们的光就越有可能受到消光的影响，因此,在测量大尺度距离时,“标准烛光”的可靠性不太好，那么就是下个方法
3，红移测量
我们平常也可感受到当汽车鸣笛接近我们时声音尖锐，远离我们时声音低沉，那是因为接近时波被压缩每秒进入耳朵声波多，远离时波被拉伸进入耳朵声波少。那么由于宇宙在膨胀，星系都在远离我们，并且距离我们越遥远的星系远离的速度越快，光是一种电磁波，对于它而言，波长变长意味着向波谱中的红光波段靠近， 星系远离我们的速度越快，其波长的拉升程度越明显，在光谱中的表现便偏向红端，被称作红移。那么基于哈勃定律，可以发现，星系距离我们越远，它们光谱中表 现出的红移量也会越大，哈勃指出天体红移与距离有关：Z = H*d /c，式中Z为红移量；c为光速；d为距离；H为哈勃常数。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，今天在太空轨道运行的哈勃望远镜已可以测出相当遥远天体的红移值（从而算出退行速度），只要知道哈勃定律中的距离与退行速度之比（哈勃常数），就可定出距离
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淡定从容
2022-09-18主流方法有2种
1.三角测差法，适用于银河系内较近天体
2.宇宙学红移，适用于河外星系等极为遥远的天体
还有一种标准烛光法，也挺准的，但是可遇而不可求
la型超新星爆炸，因为一般来说白矮星吸积物质到一定程度就会爆炸，所以光度一般是一样的，很简单的道理，到达地球的光子流量和距离的二次方反比(2011年诺贝尔物理学奖测量宇宙加速膨胀使用此法)
造父变星其亮度和光变周期有关，根据光变周期可以推知其光度。进而知道距离(哈勃据此发现河外星系，注意哈勃是美国天文学家爱德温·哈勃而不是以他命名的哈勃太空望远镜)
当然不止是这些标准烛光源，理论上任何已知光度的天体都可以当成标准烛光，进而得到天体所在位置的远近。
至于引力波……不太了解。我想测量精读够好应该是没有问题的，好像ligo确实给出了15年那次双黑洞合并的大致距离。