几十光年的距离是通过多种方法来测出来的，其中比较常用的方法有：
1、雷达波法：直接向天体发射雷达波，通过雷达被反射的时间确定距离。这种方法适用于太阳系内天体。
2、三角视差法：通过地球绕太阳的公转引起的观测天体位置的变化来确定天体的距离。这种方法适用于1000光年以内天体。
3、造父变星法：通过造父变星的亮度与光度变化周期之间的关系来确定天体的距离。这种方法适用于几百万光年以内（能分辨出一个星系内的造父变星）。
4、光谱光度法：利用主序星的亮度和光谱类型的关系确定距离，适用于几千万光年以内（能辨编出蓝巨星——最明亮的主序星）。
5、型超新星法：I型超新星的亮度是一个定值，通过测定它来测定天体的距离（适用于所有能有I型超新星的星系，不过比较少）。
6、哈勃定律法：通过天体退行速度和距离之间的关系来确定天体的距离（所有星系）。
除了上述方法，还有其他一些方法可以用来测量距离，如恒星光度法和视觉测距法等。不同的方法有不同的优缺点，需要根据具体情况选择合适的方法。
宇宙当中的星系距离，动辄就是数十亿光年，到底是如何测量的？
宇宙中星系之间的距离为数十亿光年。最简单的方法仅用于测量数千光年的距离。让我们做一个小实验，以远处的物体为参考，闭上左眼。用拇指比较，闭上右眼，然后用拇指比较。您会发现手的距离正在改变。
这样你就可以形成一个三角形，在知道一边、三个角度的情况下，很容易得到距离。这种方法也被用来测量地球和银河系之间的距离，但只是将移动距离改变为地球轨道的直径。
还有标记烛光的方法。其原理是，一个人随着烛光走得越远，他看到的烛光就越弱，在减弱的过程中有一个规律，有了这条规则，他就能知道自己走了多远，宇宙中测得的烛光是造父变星。造父变星是一个亮度周期性变化的物体。观察造父变星的变化周期，然后根据造父变星的周期计算出星系恒星的初始亮度，再合成当前亮度，就可以知道星系与地球的距离。
最后一种方法实际上是标记烛光的方法，原理是一样的，只是参考天体发生了变化，亮度参考天体从造父变星变成了超新星。当超新星爆炸时，它会发出强烈的光。同时，超新星本身也会发出强光。根据超新星衰变速率与超新星亮度的关系，可以测量超新星与地球的距离。测量人类观测到的132亿光年星系也是一种非常简单的方法。
如果你知道星系之间的距离，你就可以知道银河系以前是什么样子了，在地球上看到的月球是1.3秒前的，而太阳也在8分20秒前。知道了距离，我们就能知道早期宇宙是什么样子的，这对于找到宇宙的起源是非常重要的。
距地球几万光年的距离是怎么测的?
一般是用三角法，比如说地球在春分点和秋分点时分别观测一颗恒星对地球的角度，然后以公转轨道半径为基线，算出它距地球的距离对于较近的天体（500光年以内）采用三角法测距。
500－－10万光年的天体采用光度法确定距离。
10万光年以外天文学家找到了造父变星作为标准，可达5亿光年的范围。
更远的距离是用观测到的红移量，依据哈勃定理推算出来的。
参考资料：吴国盛 《科学的历程》
同的天体距离要有不同的方法，摘抄如下：
天体测量方法
2.2.2光谱在天文研究中的应用
人类一直想了解天体的物理、化学性状。这种愿望只有在光谱分析应用于天文后才成为可能并由此而导致了天体物理学的诞生和发展。通过光谱分析可以：(1)确定天体的化学组成；(2)确定恒星的温度；(3)确定恒星的压力；(4)测定恒星的磁场；(5)确定天体的视向速度和自转等等。
2.3天体距离的测定
人们总希望知道天体离我们有多远，天体距离的测量也一直是天文学家们的任务。不同远近的天体可以采不同的测量方法。随着科学技术的发展，测定天体距离的手段也越来越先进。由于天空的广袤无垠，所使用测量距离单位也特别。天文距离单位通常有天文单位(AU)、光年(ly)和秒差距(pc)三种。
2.3.1月球与地球的距离
月球是距离我们最近的天体，天文学家们想了很多的办法测量它的远近，但都没有得到满意的结果。科学的测量直到18世纪（1715年至1753年）才由法国天文学家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的学生拉朗德(Larand)用三角视差法得以实现。他们的结果是月球与地球之间的平均距离大约为地球半径的60倍，这与现代测定的数值（384401千米）很接近。
雷达技术诞生后，人们又用雷达测定月球距离。激光技术问世后，人们利用激光的方向性好，光束集中，单色性强等特点来测量月球的距离。测量精度可以达到厘米量级。
2.3.2太阳和行星的距离
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”。
作者： haj520520 2005-5-21 18:44 回复此发言
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2 天体测量方法
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。
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