Cinco técnicas: (todo el contenido proviene de ¿Cómo medimos las distancias a las cosas en el espacio?)
1. Radar (distancias hasta el sistema solar)
Este método moderno de medir distancias se basa en el hecho de que la luz (ya sea en forma de ondas de radio, microondas, luz visible o rayos X) viaja a una velocidad de 300,000 km / seg. Por lo tanto, con base en el hecho de que la distancia recorrida es igual a la velocidad a la que viaja por el tiempo que viaja a esa velocidad, podemos determinar las distancias en nuestro sistema solar. Donde d es la distancia, v es la velocidad y t es el tiempo . Como se mencionó anteriormente, cuando usamos cualquier forma de luz, v es igual a 300,000 km./seg. Entonces, si medimos cuánto tarda la luz en llegar a un objeto, podemos calcular la distancia. Este método se ha utilizado de una forma u otra para determinar las distancias a todos los planetas de nuestro sistema solar (excepto Plutón, que no hemos visitado). También se usa rutinariamente para medir la distancia desde la Tierra a la Luna. Los espejos dejados por los astronautas del Apolo reflejan un rayo láser disparado desde la Tierra y permiten a los científicos seguir de cerca la órbita lunar.
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2. Parallax (distancias hasta las estrellas cercanas)
Los astrónomos obtienen distancias a las estrellas más cercanas (más cercanas a unos 100 años luz) mediante un método llamado paralaje estelar. Este método no se basa en supuestos distintos de la geometría de la órbita de la Tierra alrededor del Sol. Probablemente esté familiarizado con el fenómeno conocido como paralaje. Prueba esto. Mantenga el pulgar extendido, cierre uno de los ojos y examine la posición relativa del pulgar contra otros objetos distantes (de fondo), como una ventana, una pared o un árbol. Ahora mira tu pulgar con tu otro ojo. ¿Que notaste? Acerque el pulgar a la cara y repita el experimento. ¿Qué fue diferente esta vez? Esta es una demostración del efecto de paralaje: el cambio aparente en la posición de un objeto relativamente cercano frente a otros más distantes cuando se ve desde diferentes puntos de vista. Ahora considere que la Tierra se mueve en su órbita alrededor del Sol, lo que nos permite mirar las estrellas cercanas desde ubicaciones ligeramente diferentes, al igual que sus dos ojos están en ubicaciones ligeramente diferentes. 
De la imagen de arriba, puede ver que al conocer el tamaño de la órbita de la Tierra y medir los ángulos de la luz de la estrella en dos puntos de la órbita, se puede derivar la distancia a la estrella. Cuanto más lejos está la estrella, más pequeños son los ángulos. Para las estrellas que se encuentran a más de 100 años luz de la Tierra, no podemos medir ningún cambio y el método falla.
La fórmula matemática de una distancia de paralaje es:
3. Cefeidas (distancias en nuestra galaxia, así como a las galaxias vecinas)
Las cefeidas, también llamadas variables cefeidas, son estrellas que se iluminan y atenúan periódicamente. Este comportamiento les permite ser utilizados como criterios cósmicos a distancias de unas pocas decenas de millones de años luz. 
En 1912, Henrietta Swan Leavitt notó que 25 estrellas, llamadas estrellas Cefeidas, en la nube de Magallanes se iluminarían y atenuarían periódicamente. Leavitt pudo medir el período de cada estrella midiendo el tiempo de sus altibajos en brillo. Lo que ella determinó fue que cuanto más brillante era la Cefeida, más largo era su período. De hecho, las cefeidas son estrellas variables muy especiales porque su período (el tiempo que tardan en iluminarse, atenuarse y volverse a iluminar) es
- regular (es decir, no cambia con el tiempo) y
- Una función uniforme de su brillo. Es decir, existe una relación entre el período y el brillo de manera que una vez que se conoce el período, se puede inferir el brillo.
Las cefeidas son razonablemente abundantes y muy brillantes. Los astrónomos pueden identificarlos no solo en nuestra galaxia, sino también en otras galaxias cercanas. Si se requiere la distancia a una galaxia dada, primero se ubican las variables Cefeidas en esta galaxia. A partir de estas observaciones, se determina el período de cada una de estas estrellas. Los datos de Leavitt indican que un período dado tiene un brillo único asociado. Entonces, a partir del período y la gráfica de Leavitt, obtenemos el brillo a la distancia de un año luz (ver la imagen de arriba). También podemos medir el brillo en la Tierra. El brillo a la distancia de un año luz será mayor que el brillo observado debido al hecho de que el brillo cae como el cuadrado de la distancia. De estos números se puede extraer la distancia a las estrellas. Este método funciona hasta 13 millones de años luz cuando se usan telescopios terrestres; Para distancias mayores estas estrellas se vuelven demasiado tenues para ser observadas. Recientemente, los telescopios espaciales, como el telescopio Hubble, han utilizado estas estrellas a distancias mucho más lejanas. Al observar una galaxia en el cúmulo de Virgo llamada M100, los astrónomos usaron las variables Cefeidas observadas allí para determinar su distancia: 56 millones de años luz.
4. Supernovas (distancias a otras galaxias)
A grandes distancias (hasta alrededor de mil millones de años luz), los astrónomos ya no pueden usar métodos como el paralaje o las variables cefeidas. A distancias tan grandes, el cambio de paralaje se vuelve demasiado pequeño y ya no podemos ver estrellas individuales en galaxias. Luego, los astrónomos recurren a una serie de métodos que usan “velas estándar”, es decir, objetos cuya magnitud absoluta se cree que es muy conocida. Luego, al comparar la intensidad relativa de la luz observada desde el objeto con la esperada en función de su magnitud absoluta supuesta, se puede usar la ley del cuadrado inverso para la intensidad de la luz para inferir la distancia. Las características únicas y el enorme brillo de un cierto tipo de supernova, la explosión que puede ocurrir al final de la vida de la secuencia principal de una estrella masiva, se pueden utilizar para determinar distancias más allá del alcance de los métodos anteriores.
Ha habido muchas mediciones de la forma en que una supernova, cuya distancia a la Tierra es conocida (usando uno de los métodos anteriores), aumenta su brillo y luego se atenúa. Hay un tipo (llamado tipo Ia) para el que este brillo y atenuación es muy regular: cuando se calcula el brillo máximo a una distancia de 1 año luz (usando la distancia conocida y la regla 1 / distancia2), se determina que ser casi lo mismo para todas las estrellas. Tales supernovas de tipo Ia son entonces nuestras velas estándar.
Si se requiere la distancia a una galaxia muy lejana, primero se debe ubicar una supernova de tipo Ia (que ocurre regularmente) y luego medir su brillo observado. Comparando este resultado con el brillo máximo conocido alcanzado por todas esas supernovas, se puede determinar la distancia a la galaxia en cuestión (nuevamente usando la regla 1 / distancia2). Dado que las supernovas son extremadamente brillantes, este método es útil para distancias muy grandes, hasta mil millones de años luz.
5. Redshift y la Ley de Hubble (para medir distancias a escala cosmológica, es decir, muy, muy lejos)
Para objetos muy lejanos (más allá de aproximadamente mil millones de años luz) ninguno de los métodos anteriores funciona. Los científicos deben pasar de la observación directa al uso de observaciones en conjunción con una teoría. La teoría utilizada para determinar estas grandes distancias en el universo se basa en el descubrimiento por Edwin Hubble de que el universo se está expandiendo.
En 1929, Edwin Hubble anunció que casi todas las galaxias parecían estar alejándose de nosotros. De hecho, descubrió que el universo se estaba expandiendo, con todas las galaxias alejándose unas de otras. Este fenómeno se observó como un desplazamiento al rojo del espectro de una galaxia. Este desplazamiento al rojo parecía ser más grande para galaxias débiles, presumiblemente más allá. Por lo tanto, cuanto más lejos está una galaxia, más rápido se aleja de la Tierra. Puede ver esta tendencia en los datos del Hubble que se muestran en las imágenes de arriba. La velocidad de una galaxia podría expresarse matemáticamente como
v = H xd
donde v es la velocidad radial hacia afuera de la galaxia, d es la distancia de la galaxia a la Tierra y H es la constante de proporcionalidad llamada constante de Hubble .
El valor exacto de la constante de Hubble todavía es algo incierto, pero generalmente se cree que es de alrededor de 65 kilómetros por segundo por cada megaparsec de distancia. (Un megaparsec viene dado por 1 Mpc = 3 x 106 años luz). Esto significa que una galaxia a 1 megaparsec de distancia se alejará de nosotros a una velocidad de 65 km / s, mientras que otra galaxia a 100 megaparsecs de distancia retrocederá a una velocidad 100 veces mayor. Entonces, esencialmente, la constante de Hubble refleja la velocidad a la que el universo se está expandiendo.
Entonces, para determinar la distancia de un objeto, solo necesitamos saber su velocidad. La velocidad es medible gracias al cambio Doppler. Al tomar el espectro de un objeto distante, como una galaxia, los astrónomos pueden ver un cambio en las líneas de su espectro y, a partir de este cambio, determinar su velocidad. Poniendo esta velocidad en la ecuación de Hubble, determinan la distancia. Tenga en cuenta que este método para determinar distancias se basa en la observación (el cambio en el espectro) y en una teoría (Ley de Hubble). Si la teoría no es correcta, las distancias determinadas de esta manera no tienen sentido. Sin embargo, la mayoría de los astrónomos creen que la Ley de Hubble es válida para un gran rango de distancias en el universo.
Cabe señalar que, a escalas muy grandes, la teoría de Einstein predice desviaciones de una ley de Hubble estrictamente lineal. La cantidad de partida, y el tipo, depende del valor de la masa total del universo. De esta manera, una gráfica de la velocidad de recesión (o desplazamiento al rojo) frente a la distancia, que es una línea recta a pequeñas distancias, puede informarnos sobre la cantidad total de materia en el universo y puede proporcionar información crucial sobre la misteriosa materia oscura.
(Contenido obtenido como se mencionó anteriormente).
