Los astrónomos miden la distancia a diferentes objetos celestes utilizando diferentes métodos. Para las estrellas más cercanas, los astrónomos utilizan el método más simple de paralaje triangular. Este es el método que utilizamos para juzgar la distancia de los objetos cuando los vemos con nuestros ojos. Si extendemos un dedo y observamos alternativamente con los ojos izquierdo y derecho, notaremos que el dedo cambia de posición (dirección) con respecto al fondo más lejano. Si conocemos el tamaño de este cambio y la distancia entre nuestros ojos, podemos calcular la distancia del dedo a nuestros ojos mediante relaciones geométricas simples. Los astrónomos utilizan este método para medir la distancia a las estrellas más cercanas. Toman la línea de base del eje mayor de la órbita de la Tierra alrededor del Sol y, si observan la misma estrella en ambos extremos del eje mayor de la órbita de la Tierra con un intervalo de medio año, pueden obtener el ángulo subtendido por la estrella al diámetro de la órbita de la Tierra. Los astrónomos llaman a la mitad de este ángulo paralaje anual de la estrella. Sabiendo que el semieje mayor de la órbita de la Tierra es de aproximadamente 150 millones de kilómetros, podemos calcular la distancia de la estrella a través del paralaje anual, lo que se conoce como distancia geométrica.
El método de paralaje triangular solo puede medir la distancia a las estrellas cercanas al Sol. La estrella más cercana, Proxima Centauri, está a 4,22 años luz de nosotros, y su paralaje anual es inferior a 1″. Cuanto más lejos está la estrella, menor es su paralaje anual y más difícil es medirla. Actualmente, el rango máximo en el que se puede medir la distancia a las estrellas con el método de paralaje triangular es de aproximadamente 500 años luz. La escala de la Vía Láctea es de aproximadamente 82.000 años luz, y la mayoría de las estrellas en ella están mucho más allá del alcance del método de paralaje triangular; en cuanto a los objetos fuera de la Vía Láctea, el método de paralaje triangular es inútil y se deben utilizar otros enfoques.
Los astrónomos han ideado otro método de medición llamado «método de fotometría». El principio de este método es muy simple: si observamos bombillas del mismo tipo, veremos que las cercanas son más brillantes y las lejanas son más tenues. Si podemos medir cuán brillante es la bombilla, podremos saber a qué distancia está de nosotros. Dado que la intensidad de la luz puede expresarse en «velas», este método de medición de distancia también se conoce como método de «vela estándar». La clave de este método es, ¿qué objetos celestes son «del mismo tipo» o, dicho de otra manera, ¿cuál es su brillo real?
En el seguimiento a largo plazo de las estrellas, los científicos han descubierto algunas estrellas cuyo brillo varía de manera muy regular, llamadas «variables Cefeidas». En 1912, la astrónoma estadounidense Leavitt descubrió que existe una relación entre el período de variación de las Cefeidas y su brillo real: cuanto más largo es el período de variación, más energía se libera; cuanto más corto es el período de variación, menos energía se libera. Esto significa que podemos usar el período de variación para determinar su brillo real. Por lo tanto, si podemos calcular el brillo real de una Cefeida a partir de su período de variación, podremos calcular su distancia a partir de su brillo aparente. Por lo tanto, los astrónomos llaman a las Cefeidas «regla para medir el cielo». Fue el astrónomo estadounidense Hubble quien confirmó por primera vez que la galaxia de Andrómeda no era un objeto dentro de la Vía Láctea, sino una galaxia enorme formada por miles de millones de estrellas, al igual que la Vía Láctea. El rango de aplicación del «método de Cefeidas» puede llegar a más de 500 millones de años luz, mucho más allá del alcance del método de paralaje triangular. Además de las Cefeidas, las novas, las supernovas, las estrellas RR Lyrae y otras propiedades de variabilidad de la luz también tienen una relación con su brillo real, aunque no tan precisa como las Cefeidas. Por lo tanto, para medir la distancia a las galaxias vecinas, es necesario buscar sus Cefeidas.
En galaxias más distantes, muchas estrellas ya no se pueden distinguir, y solo las supernovas, que explotan en un instante y liberan luz que eclipsa a toda la galaxia, pueden ser vistas por nosotros. Las supernovas son productos de la última etapa de la evolución estelar, y su brillo aumenta miles o millones de veces en un corto período de tiempo, con un brillo máximo de 10^7 a 10^10 veces el de nuestro Sol, y liberan energías de 10^40 a 10^45 julios. Entre las supernovas, las de tipo Ia son las más útiles para la medición de distancias.
En galaxias aún más distantes, muchas estrellas ya no se pueden distinguir, y solo las supernovas, que explotan en un instante y liberan luz que eclipsa a toda la galaxia, pueden ser vistas por nosotros. Las supernovas son productos de la última etapa de la evolución estelar, y su brillo aumenta miles o millones de veces en un corto período de tiempo, con un brillo máximo de 10^7 a 10^10 veces el de nuestro Sol, y liberan energías de 10^40 a 10^45 julios. Entre las supernovas, las de tipo Ia son las más útiles para la medición de distancias.Nuevas estrellas. Cuando estas supernovas explotan, son extremadamente brillantes y su máxima intensidad es muy constante, lo que las convierte en una buena «vela estándar». Las mediciones de su intensidad luminosa pueden alcanzar distancias de más de 10 000 millones de años luz. Con su espectacular muerte, las supernovas se convierten en nuevos «metros de medición» que proporcionan valiosas pistas para estudiar la historia del universo. Los astrónomos estadounidenses Saul Perlmutter y Brian P. Schmidt, junto con el astrónomo australiano Adam Riess, ganaron el Premio Nobel de Física de 2011 por sus observaciones de las supernovas, que les permitieron descubrir que el universo se está expandiendo a un ritmo acelerado.
Pero la historia no termina aquí. Los científicos descubrieron la ley de Hubble, que permite calcular distancias a partir del desplazamiento al rojo (velocidad de recesión) de las galaxias. Sin embargo, en el universo más antiguo y lejano, ni siquiera se pueden encontrar galaxias. Los científicos siguen intentando encontrar nuevos métodos para desvelar los secretos del universo primitivo.