目前选择的测量尺度是造父变星。它是变星的一种,其光变周期(即亮度变化一周的时间)与它的光度成正比,因此可用于测量星际和星系际的距离。 由于造父变星变化周期越长的亮度就越大，而我们在地球上观测光度的变化是相对容易的，所以根据已经由前人给出的光度-周期曲线关系，就可以知道那个造父变星实际上的绝对亮度。 那么刚才说的最远的天体到底有多远呢（也就是宇宙半径的最小值）？光学指出，光的观测强度和观测者离它的距离成四次方正比关系。所以，由造父变星周期算出的绝对亮度，再加上我们看到它的实际亮度，根据那个四次方正比关系，就可以算出它离我们的距离。所以这也是天文学家们估算别的星系距离我们远近的方法。
用射电望远镜估测的
地球绕太阳公转的轨道是椭圆，地球到太阳的距离是随时间不断变化的。通常所说的日地距离，是指地球轨道的半长轴，即为日地平均距离。天文学中把这个距离叫做一个“天文单位”(1AU)。1976年国际天文学联合会把一个天文单位的数值定为1。49597870×1011米，近似1。
496亿千米。 太阳是一个炽热的气体球，测定太阳的距离不能像测定月球距离那样直接用三角视差法。早期测定太阳的距离是借助于离地球较近的火星或小行星。先用三角视差法测定火星或小行星的距离，再根据开普勒第三定律求太阳距离。1673年法国天文学家卡西尼(Dominique Cassini)首次利用火星大冲的机会测出了太阳的距离。
许多行星的距离也是由开普勒第三定律求得的，若以1AU为日地距离，“恒星年”为单位作为地球公转周期，便有：T2＝a3。若一个行星的公转周期被测出,就可以算出行星到太阳的距离。如水星的公转周期为0。241恒星年，则水星到太阳的距离为0。387天文单位(AU)。
2。2。3恒星的距离 由于恒星距离我们非常遥远，它们的距离测定非常困难。对不同远近的恒星，要用不同的方法测定。目前，已有很多种测定恒星距离的方法： (1)三角视差法 河内天体的距离又称为视差，恒星对日地平均距离（a）的张角叫做恒星的三角视差(p)，则较近的恒星的距离D可表示为： sinπ＝a/D 若π很小，π以角秒表示，且单位取秒差距(pc)，则有：D=1/π 用周年视差法测定恒星距离，有一定的局限性，因为恒星离我们愈远，π就愈小，实际观测中很难测定。
三角视差是一切天体距离测量的基础，至今用这种方法测量了约10,000多颗恒星。 天文学上的距离单位除天文单位（AU）、秒差距(pc)外，还有光年(ly)，即光在真空中一年所走过的距离，相当94605亿千米。三种距离单位的关系是： 1秒差距(pc)＝206265天文单位(AU)＝3。
26光年＝3。09×1013千米 1光年(1y)＝0。307秒差距(pc)＝63240天文单位(Au)＝0。95×1013千米。 (2)分光视差法 对于距离更遥远的恒星，比如距离超过110pc的恒星，由于周年视差非常小，无法用三角视差法测出。
于是，又发展了另外一种比较方便的方法--分光视差法。该方法的核心是根据恒星的谱线强度去确定恒星的光度，知道了光度（绝对星等M），由观测得到的视星等(m)就可以得到距离。 m - M= -5 + 5logD。 (3)造父周光关系测距法 大质量的恒星，当演化到晚期时，会呈现出不稳定的脉动现象，形成脉动变星。
在这些脉动变星中，有一类脉动周期非常规则，中文名叫造父。造父是中国古代的星官名称。仙王座δ星中有一颗名为造父一，它是一颗亮度会发生变化的“变星”。变星的光变原因很多。造父一属于脉动变星一类。当它的星体膨胀时就显得亮些，体积缩小时就显得暗些。造父一的这种亮度变化很有规律，它的变化周期是5天8小时46分38秒钟，称为“光变周期”。
在恒星世界里，凡跟造父一有相同变化的变星，统称“造父变星”。 1912年美国一位女天文学家勒维特（Leavitt 1868--1921）研究小麦哲伦星系内的造父变星的星等与光变周期时发现：光变周期越长的恒星，其亮度就越大。这就是对后来测定恒星距离很有用的“周光关系”。
目前在银河系内共发现了700多颗造父变星。许多河外星系的距离都是靠这个量天尺测量的。 (4)谱线红移测距法 20世纪初，光谱研究发现几乎所有星系的都有红移现象。所谓红移是指观测到的谱线的波长(l)比相应的实验室测知的谱线的波长(l0)要长，而在光谱中红光的波长较长，因而把谱线向波长较长的方向的移动叫做光谱的红移，z=(l-l0)/ l0。
1929年哈勃用2。5米大型望远镜观测到更多的河外星系，又发现星系距我们越远，其谱线红移量越大。 谱线红移的流行解释是大爆炸宇宙学说。哈勃指出天体红移与距离有关：Z = H*d /c，这就是著名的哈勃定律，式中Z为红移量；c为光速；d为距离；H为哈勃常数，其值为50～80千米／(秒·兆秒差距)。
根据这个定律，只要测出河外星系谱线的红移量Z，便可算出星系的距离D。用谱线红移法可以测定远达百亿光年计的距离。
这要利用星系里的一个叫做“造父变星”的来测量。 有关的方法大致是这样的，先用原有的数学方法测量出临近的造父变星的距离，并测量出它的光度（使用望远镜和光度仪等设备可以测量光度），这样就得到一条用来比较的准绳。例如要测量一个遥远星系到地球的距离，首先要找到这个星系了的一颗造父变星，然后测量出它的光度，并于已知其距离的临近的造父变星相比较，通过二者之间的光度的比例就可以确定二者距离的比例，它们之间是一个固定的比例关系；有次就可以进一步求出遥远的造父变星的距离和他所在的星系的距离了。（通过已知的临近造父变星的周期、距离参数，天文学家确定了造父变星的光度外，还应测出它的光变周期。这样，利用已知的造父变星周期——光度关系就可以得到他的“期望光度”，然后用光源是亮度和光源距离的“反平行定律”关系，即光源的视亮度于光源的观察者之间的距离的平方成反比，就可以确定他和所在的星系的距离。）
答：还是以往的关点，不管它何时诞生必须有科学的数据并且能够让大家真实的厂认识，而不是一个没有证据的理论，但是做为做为一种科学的探索是应该提倡的详情>>
答：无定论，>=45亿年。详情>>
问：明亮的月亮叫什么月？月初的月亮叫什么月？十五的月亮叫什么月？月末的月亮叫什么月？
答：分别是：明月,新月,圆月,残月详情>>
