三角視差是觀察者在兩個不同位置看到同壹目標時，所觀察到的目標與背景之間的差異。
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因為地球繞太陽運行壹年的周期，地球在軌道的這壹邊和另壹邊，觀測者可以感知到天體方向的變化——即被觀測天體與太陽和地球距離的視差角p:
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借助壹點三角學的基礎知識，我們可以得出結論:當P較小時，sin(p)趨近P(以弧度計算)，那麽被觀測天體到太陽的距離d =地球到太陽的距離(也叫天文單位AU)/視差角P。
其實天文距離除了光年之外，還經常用秒差距來表示，因為壹秒= 1度/3600 = (pi/180)弧度/3600，所以1秒差距= Au * 180 *。
但是目前最好的Hipparcos衛星只能觀測到距離500秒差距不遠處的恒星，超過這個差距三角視差法就失效了。如果直接方法不行，我們就用間接方法。
我們直接觀測到的星等稱為視星等，恒星均勻放置在10秒差距時觀測到的星等稱為絕對星等。絕對星等代表恒星的絕對亮度，而視星等取決於絕對星等和距離。這樣，如果我們知道了恒星的絕對星等，加上觀測到的視星等，就可以計算出距離:5 log(10)(d/千秒差)=視星等-絕對星等+5。
問題是，我們如何知道被觀測恒星的絕對星等？
2)采用光譜視差法。
從恒星光譜的研究中發現，同壹光譜類型的恒星中，幾條譜線的強度總是只隨光度而變化。對於用三角視差法測距離的恒星，可以由它的視星等和距離計算出絕對星等，這樣就可以作出以譜線強度為橫坐標，絕對星等為縱坐標的歸約曲線。然後，對於與待測距離相同的光譜星，先測得譜線強度，再利用歸約曲線得到其絕對星等。
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o型:藍色，25000多度。
B型:藍色，11000度到25000度。
A型:藍色，7500度到11000度。
F型:藍色到白色，6000到7500度。
g型:白到黃，5000到6000度。
k型:橙色到紅色，3500到5000度。
m型:紅色，3500度以下。
3)使用造父變星距離。
有壹種恒星叫造父變星，它的光度隨周期循環而變化。周期的頻率與恒星的絕對星等之間的關系是固定的，因此這類恒星可以作為“標準燭光”，其絕對星等可以從測光頻率計算出來。
用這種方法，目前測得的最遠星系是M100，距離5600萬光年。根據這類星系的光譜紅移和測得的絕對距離，我們可以標定距離和紅移之間的關系，然後利用光譜紅移來計算遙遠的星系。
4)使用聚類視差法。
壹些星系團的成員具有相似的速度和方向，並傾向於從壹個輻射點分散或會聚到壹個會聚點。這種能確定輻射點或匯聚點的星團稱為移動星團。根據運動星團中恒星的自身運動和視速度，可以確定該星團中單個成員星的視差。這種視差被稱為“集群視差”，其精度非常高。因為？%C