1。視差：
* 原則： これは最も基本的な方法であり、地球が太陽を周回するにつれて、より遠い星の背景に対する星の位置の見かけの変化を測定することに依存しています。
* 制限： この方法は、視差の角度が小さすぎて、特定の距離を超えた星（約10,000光年）を正確に測定するには小さすぎるため、近くの星に最適です。
* 精度： 近くの星の高精度。
2。分光視差：
* 原則： この方法では、星のスペクトルタイプと光度クラスを使用して、その絶対的な大きさ（固有の明るさ）を推定します。これを見かけの大きさ（地球からの明るいように見える）と比較すると、距離を計算できます。
* 制限： 星の固有の特性に関する仮定に依存しており、潜在的な不確実性につながります。
* 精度： 視差よりも正確ではありませんが、さらに遠く離れた星に役立ちます。
3。クラスター視差の移動：
* 原則： この方法は、空間を介して一緒に移動している開いたクラスターの星に適用されます。クラスターメンバーの適切な動きを測定し、放射状の速度を知ることにより、クラスターまでの距離を計算できます。
* 制限： 明確に定義されたモーションを備えたクラスターと、正確な分析のために十分な数の星が必要です。
* 精度： クラスターのプロパティに応じて中程度の精度。
4。標準キャンドル：
* 原則： Cepheid変数やタイプIA超新星などの特定の種類の星は、光度と脈動期間または光曲線形状との間に既知の関係を持っています。これらの特性を測定することにより、それらの絶対的な大きさを決定し、距離計算を可能にします。
* 制限： これらの標準のろうそくを正確に識別する必要があり、それらの特性が異なる場所で一貫していると仮定します。
* 精度： 比較的遠い距離に使用できますが、精度は使用される標準のろうそくとその固有の特性に依存します。
5。その他の方法：
* 統計視差： 統計的方法は、天の川の星の分布に基づいて距離を推定するために使用できます。
* 重力レンズ： 前景の巨大なオブジェクトによる遠方のオブジェクトからの光の歪みを使用して、距離を推定できます。
メソッドの選択は、星までの距離と利用可能なデータに依存します。近くの星の場合、視差は最も正確な方法です。より遠くの星の場合、分光視差や標準的なろうそくなどの他の方法がより重要になります。
