1。視差：
* 原則： この方法は、2つの異なる場所から表示されたときのオブジェクトの位置の見かけのシフトに基づいています。顔の前に指を握り、それぞれの目でそれを別々に見ていると想像してください。指が背景にシフトしているように見えます。同様に、天文学者は、地球の軌道の2つの点から6か月離れたところに星を観察し（地球が太陽の反対側にあるとき）、その見かけの位置の小さな変化を測定します。
* 範囲： この方法は、比較的近くの星に最適に機能します。最大数千光年です。
* 制限： より遠い星の場合、視差角は小さすぎて正確に測定できません。
2。標準キャンドル：
* 原則： Cepheid Variable StarsやType IA Supernovaeのような特定の種類の星は、既知の予測可能な明るさを持っています。天文学者は、これらのオブジェクトの見かけの明るさを測定し、本質的な明るさを知ると、距離を計算できます。
* 範囲： この方法は、視差よりもはるかに長い距離で使用でき、数百万光年に到達できます。
* 制限： これらのオブジェクトの固有の明るさは一定で理解しているという仮定に依存しています。これらの仮定には不確実性がある可能性があります。
3。 Redshift：
* 原則： 遠い銀河からの光は、宇宙の拡大により、スペクトルの赤い端に向かって伸びるか、シフトします。赤方偏移の量は、銀河の距離に比例します。
* 範囲： この方法は、非常に広い距離、数十億光年に適しています。
* 制限： 宇宙の一貫した膨張率を想定しており、これは時間と空間で異なる場合があります。
4。 Tully-Fisher関係：
* 原則： この方法では、スパイラル銀河の回転速度をその光度（固有の明るさ）に関連付けます。 （ドップラーシフトを介して）回転速度を測定することにより、天文学者は銀河の光度を推定してから距離を決定できます。
* 範囲： この方法は、数億光年以内にスパイラル銀河に効果的です。
* 制限： 回転速度と光度の関係は、すべてのスパイラル銀河で一定であるという仮定に依存しています。
5。表面輝度変動：
* 原則： この方法は、その中の個々の星によって引き起こされる銀河の表面明るさの変動を分析します。変動の量は、銀河の距離に依存します。
* 範囲： これは、最大数億光年の銀河に役立ちます。
* 制限： 銀河の高解像度の画像が必要であり、銀河の内部構造に敏感である可能性があります。
6。重力レンズ：
* 原則： 銀河や銀河のクラスターなどの巨大なオブジェクトは、光の経路をそれらの近くに通し、より遠くのオブジェクトの画像を拡大して歪めます。歪みパターンを分析することにより、天文学者は背景オブジェクトまでの距離を推定できます。
* 範囲： この方法は、数十億光年離れた非常に遠いオブジェクトに使用できます。
* 制限： レンズ効果の慎重な分析が必要であり、解釈するのに複雑である可能性があります。
これらの方法は、宇宙の広大な距離の包括的な絵を描くために協力します。天文学者は常にこれらのテクニックを洗練し、新しい技術を探求し、宇宙の理解の境界を常に押し進めています。
