1。 視差：
* 原則： これは、近くの星の距離を測定するためのゴールドスタンダードです。地球が太陽を周回するとき、星の位置の明らかな変化に依存しています。あなたの指を顔の前に持って、片方の目を閉じて、もう一方の目で見ていると想像してみてください。あなたの指は背景にシフトしているように見えます。同様に、星は地球が軌道で動くと、遠くの星の背景に対してわずかにシフトするように見えます。
* 方法： 天文学者は、地球がその軌道の反対側の地点にある6か月間にわたって、遠くの星の背景に対して星の角度シフト（視差）を測定します。視差が大きいほど、星が近づきます。
* 制限： 視差は、通常数千光年以内に、比較的地球に比較的近い星についてのみ正確に測定できます。
2。 分光視差：
* 原則： この方法は、星の見かけの明るさとそのスペクトルタイプの関係（光の分析によって決定される）に依存しています。
* 方法： 天文学者は、星の見かけの大きさ（地球からどれだけ明るく見えるか）を測定し、そのスペクトルタイプを決定します。星の観察された明るさを、そのスペクトルタイプの星の理論モデルと比較することにより、星の絶対的な大きさ（その真の明るさ）を推定できます。見かけの大きさと絶対規模の違いにより、距離を計算できます。
* 制限： この方法は視差よりも精度が低くなりますが、遠く離れた星に使用できます。特定のスペクトルタイプの星は、同様の固有の明るさを持っているという仮定に依存しています。
3。 移動クラスター方法：
* 原則： この方法では、クラスター内の星の星の適切な動き（空を横切る星の見かけの動き）を使用して、距離を決定します。
* 方法： 天文学者は、若いオープンスタークラスターの星の適切な動きを測定します。クラスターの年齢と星の速度を知って、クラスターまでの距離を計算できます。
* 制限： この方法は、クラスターの星でのみ機能します。
4。 標準キャンドル：
* 原則： この方法は、既知の内因性光度（明るさ）を持つオブジェクトを使用します。それらの見かけの明るさを実際の明るさと比較することにより、距離を計算できます。
* 方法： Cepheid変数の星やタイプIA超新星のようないくつかのオブジェクトは、光度と脈動期間または光線の間に明確に定義された関係を持っています。これらのオブジェクトを観察することにより、天文学者は絶対的な大きさを決定し、明らかな明るさに基づいて距離を計算できます。
* 制限： これらの方法は、視差や分光視差よりも精度が低くなりますが、はるかに距離に使用できます。
これらは、天文学者が1000光年以内に星までの距離を決定するために使用する主要な方法の一部です。メソッドの選択は、星の距離、タイプ、およびその他の要因に依存します。
