这个学期选了物理宇宙学，听了一个学期，有不少收获，今天复习时总结了一下天文测距的一般方法，可能还有遗漏的，以后再补充。
1. 三角视差法
以日地距离为基线，通过测量星体移动的角差可以计算其距离，依赖于角分辨率。
2. 星团移动透视法
对于一个物理尺寸基本不变的恒星团，由于它的运动，其角尺度在变化。远离观测者的星团角尺度变小，透视效应使得我们感觉星团汇集到远处的一点上，通过观测角尺度及其变化和星团运动的视向速度，星团的距离可以被估算出来。
3. 主序星赫罗图测距
通过测量主序星的光谱，确定其光谱类型，利用赫罗图给出其绝对光度，再通过测量其视亮度，可得距离。
4. 变星周期－光度关系测距
主要有三类变星：I型造父变星、II型造父变星（室女座W变星）和天琴座RR变星。其光变周期与其绝对光度有一定关系，通过测量周期即可得光度，再测亮度即可定距离。
5. Tully-Fisher关系
对于旋涡星系，其旋转的快慢与星系绝对亮度有一定的关系（L∝V4c），旋转速度可以从谱线的宽度估计出（多普勒效应）。得到光度再测亮度即可得距离。注意：需要利用近处星系定标
对于椭球星系也有Faber-Jackson关系，即星系中心速度弥散与光度关联：L∝σ4
6. Ia型超新星
双星系统中白矮星吸积伴星物质，当质量超过1.4Msun灾难性爆发形成中子星。光变曲线衰减率与其最大亮度相关，可定光度。也需要定标。
7. 引力透镜效应
背景源发出的光受到前景物质的引力作用发生弯曲，使得背景源的亮度发生变化，形状改变。强引力透镜效应可以产生多重像。对于不同的像，它们的光的路径是不同的。如果源本身具有随时间的变化性，那么不同的像随时的变化存在时间差。测量这一时间差，便可以测量源到我们的距离。结合光源的红移，这种方法可以定出Hubble常数。
8. Clusters’SZ effect + X-ray
星系团弥漫着电离了的热气体，热电子与CMB光子散射，使得CMB黑体谱受到扭曲。通过测量热气体发出的X射线强度可计算电子数密度，结合测量到的CMB谱变化程度，可得星系团的尺度。再测角直径可定出其距离。
