我们不用自己发光去探测东西，每个行星都有自己绕著转的的会发光的恒星，就像地球有太阳一样，这个1400光年其实说的是那个恒星到我们的距离。而恒星行星一般都离很近（小於一光年）所以我们可以确定的说那个行星离我们也是1400光年。至於这个1400光年是怎麼算出来的呢，首先我们有个恒星的颜色亮度对照表，我们可以透过颜色知道这个恒星他原来多亮，然后亮度是会随著距离降低的，我们就可以以此测量他的光照在地球上的亮度和他原来的亮度比较，得到他的距离。恒星的生命都是以百亿年算的，那颗恒星已经发了几百亿年的光，接下来的几百亿年还是会继续发下去
古时候人们都认为，天圆地方，太阳围着地球转，而现在看来那只是个笑话。老美这次发现那个星球按目前的科技和计算方式来说还是靠谱的。可能等再过几百年后也只是个笑话。这个只是通过现有科技，数据，以及思维方式得出的估计距离和可能适合人类居住。这些都只能算是估计。我们现有的技术连火星，月球这些比较近的星球有无存在生命都不敢确定，科学家们也一直争论不休，更别说大概1400光年外的地方了。
恒星测量方法编辑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。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.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。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。威尔逊-巴普法1957年，O.C.威尔逊和巴普两人发现，晚型（G、K和M型）恒星光谱（见恒星光谱分类）中电离钙的反转发射线宽度的对数与恒星的绝对星等之间存在着线性关系。对这条谱线进行光谱分析，便可得到晚型恒星的距离。[1] 星际视差法在恒星的光谱中出现有星际物质所产生的吸收线。这些星际吸收线的强度与恒星的距离有关：星越远，星和观测者之间存在的星际物质越多，星际吸收线就越强。利用这个关系可测定恒星的距离。常用的星际吸收线是最强的电离钙的K线和中性钠的D双线。不过这个方法只适用于O型和早B型星，因为其他恒星本身也会产生K线和D线，这种谱线同星际物质所产生的同样谱线混合在一起无法区分。
由于星际物质分布不均匀，一般说来，用此法测得的距离，精度是不高的。力学视差法目视双星的相对轨道运动遵循开普勒第三定律，即伴星绕主星运转的轨道椭圆的半长径的立方与绕转周期的平方成正比。设主星和伴星的质量分别为m1和m2，以太阳质量为单位表示，绕转周期P以恒星年（见年）为单位表示，轨道的半长径的线长度A以天文单位表示，这种双星在观测者处所张的角度 α以角秒表示，则其周年视差π为：，式中α和P可从观测得到。因此，如果知道双星的质量，便可按上述公式求得该双星的周年视差。如果不知道双星的质量，则用迭代法解上式，仍可求得较可靠的周年视差。周年视差的倒数就是该双星以秒差距为单位的距离。星群视差法移动星团的成员星都具有相同的空间速度。由于透视作用，它们的自行会聚于天球上的一点或者从某点向外发散，这个点称为“辐射点”。知道了移动星团的辐射点位置，并从观测得到n个成员星的自行μk 和视向速度V 噰（k=1,2，…，n），则该星团的平均周年视差为：式中θk为第k个成员星和辐射点的角距，堸 为 n个成员星的空间速度的平均值。
这样求得的周年视差的精度很高。但目前此法只适用于毕星团。其他移动星团因距离太远，不能由观测得到可靠的自行值。统计视差法根据对大量恒星的统计分析资料，知道恒星的视差与自行之间有相当密切的关系：自行越大，视差也越大。因此对具有某种共同特征并包含有相当数量恒星的星群，可以根据它们的自行的平均值估计它们的平均周年视差。这样得到的结果是比较可靠的。自转视差法银河系的较差自转（即在离银河系核心的距离不同处，有不同的自转速率）对恒星的视向速度有影响。这种影响的大小与星群离太阳的距离远近有关，因此可从视向速度的观测中求出星群的平均距离。这个方法只能应用于离太阳不太远，距离大约在1,200秒差距以内的恒星。测定天体的距离是天体测量最重要的研究课题之一，尽管方法很多，但要得到可靠的结果是不容易的。因此，对于某一天体，应尽可能采用几种方法分别测定它的距离，然后相互校核，才能得到可靠的结果。激光测距编辑测程方程Pr=(Pt*Kt*Kr*Ar*p*r*m)exp(-2zR)/πR**2 （注意 ：最后的R**2是R的平方的意思）Pt：激光测距机的发射功率W Kt：发射光学系统的投射率 Ar：接收孔径面积 p：目标漫反射系数 z：大气或其他介质的单程投射率 Kr：接收光学系统的投射率Pr：激光测距机的接收峰值功率 R：目标距离r=β**2/θ**2（β=θ）注：β接收视场角 θ：发射光束发散角β**2是β平方的意思，其他雷同m=4*σ*cosφ/πθ**2R**2 （σ*cosφ=（πθ**2R**2)/4）注：σ：目标面积 φ：目标面积法线于发射光束之间的夹角。
