1。視差：
これは、近くの星の距離を測定するための最も直接的な方法です。 地球が太陽を周回するときの星の見かけの位置のわずかなシフトに基づいています。このシフト（視差角）を測定することにより、星までの距離を計算できます。
2。標準キャンドル：
これらは、既知の固有の明るさ（光度）を持つオブジェクトです。明らかな明るさを既知の光度と比較することにより、距離を計算できます。例は次のとおりです。
* cepheid変数： これらは、脈動期間と光度との間に直接的な関係を持つ脈動する星です。
* タイプIA超新星： これらは、一貫したピーク光度を持つことで知られている白いドワーフ星の強力な爆発です。
3。 Tully-Fisher関係：
この方法では、らせん銀河の回転速度とそれらの光度との関係を使用します。銀河の回転速度を測定することにより（スペクトルラインのドップラーシフトから）、その光度、したがって距離を推定できます。
4。超新星宇宙論プロジェクト：
このプロジェクトでは、タイプIA超新星を使用して、宇宙の拡張率を測定します。これらの超新星の観察された明るさを予想される輝度と比較することにより、それらの距離を決定することができ、したがって宇宙が拡大している速度を決定することができます。
5。 Redshift：
遠方の銀河の赤方偏移は、距離を推定するために使用されます。光が遠い銀河から私たちに移動すると、拡大する宇宙は光の波長を引き伸ばし、スペクトルの赤い端に向かってシフトします。赤方偏移が大きいほど、銀河から遠く離れています。
制限：
宇宙距離はしごには制限があります。
* 精度は距離とともに減少します： はしごの各ステップは以前の手順に依存するため、より遠いオブジェクトを測定するとエラーが蓄積されます。
* 仮定への依存： いくつかの方法は、観察されているオブジェクトのプロパティに関する仮定に依存していますが、これは必ずしも正確ではありません。
重要性：
その制限にもかかわらず、宇宙距離はしごは、天文学者が宇宙をマッピングし、その構造と進化を理解することを可能にする強力なツールです。また、宇宙の年齢、ハッブル定数、および暗黒エネルギーの存在を決定する上でも重要でした。
