Расстояния до ближайших объектов можно напрямую измерить при помощи параллакса.
До более удаленных используются косвенные методы:
Фотометрический способ
Ипользуется так называемые стандартные свечи, светимость которых считается известной. Тогда расстояние можно вычислить по следующей формуле:
R=10^((m-M)^0,2+1),
где m — видимая звёздная величина, М — абсолютная звёздная величина, а R — расстояние в парсеках. На современном этапе в качестве таких стандартных свеч используют:
- Цефеиды, зная период пульсаций которых, можно узнать их светимость.
- Красные гиганты.
- Сверхгиганты.
С использованием красного смещения
Этот способ основан на эмпирическом законе Хаббла и более зависим от выбранной модели, чем предыдущий.
R=c*z/H0,
где H0 — постоянная Хаббла. Если же взять ныне распространённую ΛCDM-модель (с той же постоянной Хаббла), то сколько-нибудь существенное расхождение будет на z~10, что позволяет его причислить к относительно моделенезависимым.
По эффекту Сюняева — Зельдовича
По шаровым скоплениям
По зависимости Талли — Фишера
По зависимости Фабер — Джексона.
В рамках ОТО используется два вида расстояний: собственное (с учётом космологического расширения) и сопутствующее (без его учёта).
Скорости, относительные сопутствующей системе отсчета называются пекулярными.
Реликтовое излучение в сопутствующей СО изотропно.
Расстояния в обеих СО считаются одинаковыми в настоящий момент времени.