科学家是怎么确定星星距离我们10光年、100光年乃至100亿光年的？

天文测距确实是非常专业的问题，个人是非专业人士，也就只有直接搬度娘的词条来跟大家讨论了……其实天文测距基本原理跟地面上一样，就是找到合适的尺子，我们裁剪衣服会用到米尺，测量田径跑道就会用到百米卷尺，而测量恒星、星云、星系的距离也同样因为远近的不同而用到不同的尺子；

“三角视差法”的发现和运用

如果地球不是绕太阳运动的，那么从地球上看同一个恒星就不会有方向上的差异。如果地球是绕太阳运动的，那么从地球上观测某一颗恒星时，由于地球在其轨道上位置的变化，就必然产生方向上的差异，也就一定会有视差出现，其实，它是相对于更远的恒星有位移。自从哥白尼提出日心地动学说以后，许多人企图观测恒星的视差，以此来证名哥白尼学说是否正确。但是，自哥白尼提出“日心地动”说以后300年间，没有人测出恒星的周年视差。因此，有人开始怀疑哥白尼学说是否正确。直到1837年—1839年，几位天文学家终于测出了恒星周年视差，这不仅建立了测量恒星距离的方法，同时也使哥白尼学说建立在更科学的基础上。

恒星的星等相差很大，其本身发光强弱是原因，但距离的远近更起着显著的作用。较近恒星离我们的距离可以用三角方法来测量，哥白尼时代由于它们的数值很小以及当时的观测精度不高而没有成功，直到十九世纪三十年代后半期，才取得成功。照相术在天文学中的应用使恒星距离的观测方法变得简便，而且精度大大提高。自二十世纪二十年代以后，许多天文学家开展这方面的工作，到二十世纪九十年代初，已有8000多颗恒星的距离被用照相方法测定。在二十世纪九十年代中期，依靠依巴谷卫星进行的空间天体测量获得成功，在大约三年的时间里，以非常高的准确度测定了10万颗恒星的距离。

用视差法，人们能够准确测算300光年内的天体距离，而更远的恒星，由于地球轨道上相隔半年的两处望去的方向差值太微小，无法测出，就必须上其他方法。

多普勒效应确定“恒星视向速度”

由于同一个星团中的恒星都在以同样的速率沿着平行的轨道向同一方向运动。虽然从地球上看去它们在天上的位置变化非常缓慢，很不容易测量出来，但天文学家还是发现了许多星团中群星的平行轨道都有会聚到天上某一点的现象，就像地面平行的火车铁轨看起来在远方会聚到一点那样。这种会聚点告诉我们该群恒星飞向何方。有了这项信息，又用多普勒效应得到了这些恒星的视向速度，再测出了它们年复一年相对于遥远背景星的移动角速度，就可以求出它们的距离来。这时的做法也无非就是简易的解三角形计算。许多星团的距离是这样测定的。

测算相对近的星团还可以直接用“看”，而更远的恒星，尤其是河外的星系就必须上“尺子”……这选尺子肯定最好是稳定不变的，可宇宙万物都是在不停变化的，所以这尺子一定是要够显眼、够稳定，就算有变化，其变化也呈稳定的周期变化。

量天尺“造父变星”是星系测距的关键

1908-1912年，美国天文学家勒维特（Leavitt）在研究大麦哲伦星云和小麦哲伦星云时，在小麦哲伦星云中发现25颗变星，其亮度越大，光变周期越大，极有规律，称为周光关系。由于小麦哲伦星云距离我们很远，而小麦哲伦星云本身和距离相比很小，于是可以认为小麦哲伦星云中的变星距离我们一样远。科学家们经过研究发现，这些变星的亮度变化与它们变化的周期存在着一种确定的关系，光变周期越长，平均光度越大。人们把这叫做周光关系，并得到了周光关系曲线。这样，天文学家就找到了比较造父变星远近的方法：如果两颗造父变星的光变周期相同则认为它们的光度就相同。这样只要用其他方法测量了较近造父变星的距离，就可以知道周光关系的参数，进而就可以测量遥远天体的距离。以后在测量不知距离的星团、星系时，只要能观测到其中的造父变星，利用周光关系就可以将星团、星系的距离确定出来。

造父变星本身亮度虽然巨大，但是不足以测量极遥远星系核天体，能够用来测量的河外星系较少，更远的星系用1a型超新星测量，这类超新星是白矮星吸积伴星物质达到钱德拉锡卡极限后发生剧烈热核反应爆炸形成，内禀广度比较一致（但是仍有少量弥散，可用“菲利普斯关系”校正），成为造父变星的接力者。

恒星的距离，若用千米表示，数字实在太大，星系之间就更不用说，为使用方便，通常采用光年作为单位。提到光年应当是给大家说说光速的发现与测定，但那又是篇大的文章，在这里就不多解释了，有兴趣的可以百度“罗默卫星蚀法”了解光速的发现和测算。