1。星の視差：
*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、近くの星は、より遠くの星の背景に対してわずかにシフトしているように見えます。
* Parallaxと呼ばれるこのシフトの量は、星の距離に直接関係しています。
*星がさらに離れるほど、視差は小さくなります。
2。標準キャンドル：
*特定の種類の超新星（爆発する星）やセファイド変数の星などの一部の天体は、既知の予測可能な明るさを持っています。
*空の見かけの明るさを既知の絶対的な明るさと比較することにより、天文学者は距離を計算できます。
*この方法は、星と銀河の両方で機能します。
3。分光視差：
*この方法では、星のスペクトルタイプ（その色と温度）とその絶対的な大きさ（固有の明るさ）の関係を使用します。
*星のスペクトルを既知のスペクトルタイプの星と比較することにより、天文学者はその絶対的な大きさを推定できます。
*その後、彼らは星の見かけの大きさを使用して距離を決定することができます（私たちにはどれだけ明るいように見えます）。
4。相対的な動きの比較：
*惑星は星よりも空を越えてはるかに速く移動します。
*これは、彼らが私たちにずっと近く、太陽を周回しているためです。
*時間の経過とともに天の物体の動きを追跡することにより、科学者は惑星と星を区別できます。
5。輝度の変化の観察：
*惑星は日光を反映し、軌道を通り抜けると輝度が変化します。
*一方、星は自分の光を放出し、超新星のような主要なイベントを経験しない限り、それらの明るさは比較的一定のままです。
6。物理的特性の観察：
*惑星には、大気、リング、月などの物理的特性があり、星には存在しません。
*これらの特性は、望遠鏡で容易に観察でき、惑星を星と区別するのに役立ちます。
要約すると、科学者はこれらの手法の組み合わせを使用して、他の観察と計算とともに、惑星と星の相対的な距離を決定します。これらの方法は、私たちの宇宙のサイズと規模についての膨大な理解を私たちに提供してくれました。
