怎樣在宇宙空間中確定天體位置和測量距離？

天體位置可以用以地球為中心的極座標系來描述，就是一個角度加上這個天體與地球間的距離。

測量天體距離有多種方法，人類在月亮上安置了鐳射反射鏡，測量月亮到地球的距離。其他行星和小天體，可以根據天體力學等資料計算。太陽系外，用視差測距法測量距離較近的恆星，稍遠的可以根據亮度測量。

茫茫的宇宙空間，繁星點點，星羅棋佈，從眾多的天體中快速找到所要觀測的天體是天文觀測者的關鍵。熟悉星空、認識星區是在眾多天體中尋找被觀測天體的基礎。

1928年，國際天文聯合成立大會對歷史上沿用的星座進行通盤清理，分全天為88個星座，給天空建立了新的秩序。在地球上，不同的觀測者，由於其所在的地理位置不一樣，不同緯度和經度的人即使同時看到的星空也不會相同。

宇宙中的天體相對於地球的位置可以用以地球為中心的極座標系來描述，就是一個角度（天經、天緯多少度，以標記天體在天球上的投影位置）加上這個天體與地球間的距離。角度很容易測得——光在多數情況下直線傳播，所以肉眼或者觀測儀器朝著什麼角度觀測到的天體，就在什麼方向上。但測量天體距離的難度就相對高一些。

測量天體距離有很多種方法，其中對於太陽系內的天體，現在人類已經在月亮上安置了鐳射反射鏡，可以用一束鐳射來測量月亮到地球的距離。其他行星和小天體，也可以根據天體力學等資料計算出它們到地球的距離。

而太陽系外，主要是測量恆星到我們的距離。視差測距法，是天文學家手中掌握的最精確的量天尺，但它只能測量距離較近的恆星。太遠的恆星，因地球位置變化而導致的視差會影響測量的準度，所以天文學家只能另想辦法。

對於本身一樣亮的兩點燭光，如果看起來一亮一暗，那我們能知道，暗的燭光距離我們一定比亮的燭光更遠。同樣的道理，對於本身一樣亮的兩顆恆星來說，暗的恆星離我們要比亮的恆星更遠。問題在於，恆星自身的亮度是千差萬別的，我們無法知道一顆恆星看起來明亮，是因為它們離我們較近，還是因為它們本身就更明亮。

天文學家可以通過一些觀測資料確定一些恆星本身的明亮程度，這樣的天體被稱為標準燭光，造父變星就是其中的一種。造父變星是變星的一種，它的光變週期與它的光度成正比，因此，可用於測量星際和星系際的距離。天文學家根據我們看到的亮度，能測出它們及其所在星系到我們的距離。哈勃當年就是憑藉一些造父變星，測出了仙女座大星雲到我們的距離，發現這一距離遠遠超出了銀河系的大小，從而確定銀河系之外還存在許多跟銀河系一樣的星系。

對於距離更遠，遠到看不清其中恆星的星系，造父變星也無能為力，好在哈勃還有另外一個發現，那就是哈勃定律。哈勃發現，距離我們越遠的星系（這是他用造父變星測出來的），它遠離我們而去的速度也就越快，而這個速度是很容易測量的——確切地說，就是測量星系的紅移。因此，對於更遙遠的星系，天文學家通常用紅移來替代距離。一般來說，紅移越大，距離也就越遠。