大家好啊，请问大家，科学家是用什么方法判定星体和地球之间的距离的？

方法有很多种。 如近的星体，用的是等腰三角形定理：就是利用地球公转轨道圆的直径做等腰三角形的底，量出被测量星体与地球连线（腰）与底的夹角，就能求出腰长和高。 但这种方法如果测较远星体时，得到的顶角的角度太小，很难测量得准确， 这个时候，就得用星等差：先测出被测星体的绝对星等（如一个1000W的灯泡，它的绝对亮度就是1000W，就在你面前放着，你看着它会很亮很刺眼），然后再测量它的可视星度（就是在地球看到的，可能变成了只有300W的亮度），然后求出它的距离。 这里可能会引申出一个问题，这绝对星等如何测？ 方法也很多，例如可以根据这个星体的辐射量（就如人的三围），推算出星体的绝对星等（体重）。

太阳系天体可用雷达或者激光测量。对于更远的恒星，三角视差是测距基础。其中的原理并不复杂，考虑地球环绕太阳作轨道运动，在不同的时间看来，邻近的恒星相对天空背景会有所变化。由于日地距离已知，如果可以测量出恒星位置发生变化的数值即视差，不难通过三角关系求出天体的距离。 在几百秒差距（周年视差π = 1''的恒星与地球的距离r为2062****天文单位，这个距离定义为1秒差距。1秒差距=3.2616 光年）之外，由于天体的三角视差小于测量精度，根据几何方法直接测距不再可行，而必须借助标准烛光，再通过天体光度反比于距离平方的关系，间接给出距离值。最简单的设想就是确定普通恒星的本征光度，以此作为标准。 分光视差依赖于光谱观测，若恒星距离过远，不能获取分辨率足够高的光谱，此方法随之失效。1908年，美国天文学家亨里埃塔·勒维特（Henrietta Leavitt）发现了一类日后被称为造父变星的恒星，并于1912年给出了其光变周期与绝对星等之间的简单对数关系。这样人们一旦知道了周期，即可换算出该恒星的光度进而是距离。 造父变星在更遥远的地方几乎不可见，人们转而利用更为明亮的超新星，由此还发现了宇宙的加速膨胀。 在超新星也趋于模糊的宇宙边缘，人们还可以利用更为间接的方法来测量距离。如星系的塔利—费希尔（Tully-Fisher）关系、费伯—杰克逊（Faber-Jackson）关系等等。塔利—费希尔关系适用于旋涡星系，星系总光度与最大自转速度的4次方成正比。费伯—杰克逊关系适用于椭圆星系，星系光度与速度的弥散之间也有4次方的关系。速度的测量一般基于多普勒效应完成，相对比较容易；然后将求得的光度与视星等比较，即可得到星系的距离。 而一旦通过前述各种手段校正了哈勃关系，即可由天体光谱的谱线红移或是星系际赖曼吸收的截断位置换算距离。虽说这一方法十分依赖于参数的校正，但延伸的范围也最为遥远。 前面没有提到的标准烛光还包括行星状星云、球状星团、新星，以及X射线双星的爆发。而由于伽玛射线暴属于最明亮的爆发之列，且存在数个统计关系，故近年也有将其作为标准烛光的尝试。