Les astronomes mesurent la distance des différents objets célestes en utilisant différentes méthodes. Pour les étoiles les plus proches, les astronomes utilisent la méthode la plus simple, la parallaxe trigonométrique. C'est la méthode que l'œil humain utilise pour juger de la distance des objets. Si nous tendons un doigt et regardons alternativement avec notre œil droit et gauche, nous remarquons que le doigt change de position (orientation) par rapport à l'arrière-plan éloigné. Si nous connaissons l'ampleur de ce changement et la distance entre nos deux yeux, nous pouvons calculer la distance du doigt à nos yeux en utilisant de simples relations géométriques. Les astronomes utilisent cette méthode pour mesurer la distance des étoiles les plus proches. Ils prennent l'axe long de l'orbite de la Terre autour du Soleil comme base. S'ils observent la même étoile aux deux extrémités de cet axe, séparées par un demi-année, ils peuvent obtenir l'angle sous lequel l'étoile apparaît par rapport au diamètre de l'orbite terrestre. Les astronomes appellent la moitié de cet angle la parallaxe annuelle de l'étoile. Sachant que le demi-grand axe de l'orbite terrestre est d'environ 150 millions de kilomètres, ils peuvent calculer la distance de l'étoile à partir de la parallaxe annuelle, ce qu'on appelle la distance géométrique.
La méthode de la parallaxe trigonométrique ne permet de mesurer que la distance des étoiles situées près du Soleil. L'étoile la plus proche est située à 4,22 années-lumière de nous, et sa parallaxe annuelle est inférieure à 1". Plus l'étoile est éloignée, plus sa parallaxe annuelle est faible et plus sa mesure devient difficile. Actuellement, la portée maximale de la mesure de la distance des étoiles par la méthode de la parallaxe trigonométrique est d'environ 500 années-lumière. L'échelle de la Voie Lactée est d'environ 82 000 années-lumière, et la plupart des étoiles de la Voie Lactée sont bien au-delà de la portée de la méthode de la parallaxe trigonométrique. Quant aux objets situés en dehors de la Voie Lactée, la méthode de la parallaxe trigonométrique est tout simplement inutile, et d'autres méthodes doivent être utilisées.
Les astronomes ont mis au point une autre méthode de mesure, appelée la "méthode de la luminosité". Le principe est simple : si nous observons des ampoules du même type, nous remarquons que les ampoules proches sont plus lumineuses que les ampoules éloignées. Si nous pouvons mesurer la luminosité des ampoules, nous saurons à quelle distance elles sont de nous. Comme la luminosité des ampoules peut être exprimée en "chandelles", cette méthode de mesure de la distance est également appelée la méthode des "chandelles standard". La clé de cette méthode est de savoir quels objets célestes sont des "même type", ou quelle est leur luminosité réelle ?
Lors de la surveillance à long terme des étoiles, les scientifiques ont découvert des étoiles dont la luminosité varie de manière très régulière, appelées les "Céphéides". En 1912, l'astronome américaine Leavitt a découvert qu'il existait une relation entre la période de variation de luminosité des Céphéides et leur luminosité réelle : plus la période de variation de luminosité est longue, plus l'énergie libérée est grande ; plus la période de variation de luminosité est courte, plus l'énergie libérée est faible. Cela signifie que nous pouvons utiliser la période de variation de luminosité pour déterminer leur luminosité réelle. Ainsi, en déduisant la luminosité réelle des Céphéides à partir de leur période de variation de luminosité, nous pouvons calculer leur distance en fonction de leur luminosité apparente. C'est pourquoi les astronomes appellent les Céphéides des "réglets célestes". C'est grâce aux Céphéides que l'astronome américain Hubble a confirmé pour la première fois que le Grand Nuage de Magellan n'était pas un objet de la Voie Lactée, mais un immense système d'étoiles composé de centaines de milliards d'étoiles, tout comme la Voie Lactée. La portée de la méthode des Céphéides peut atteindre plus de 50 millions d'années-lumière, bien au-delà de la capacité de la méthode de la parallaxe trigonométrique. Outre les Céphéides, d'autres objets tels que les novae, les supernovae, les étoiles RR Lyrae, etc. présentent également une relation entre leur luminosité apparente et leur luminosité réelle, mais pas aussi précise que pour les Céphéides. Par conséquent, la mesure de la distance des galaxies voisines repose principalement sur la recherche de leurs Céphéides.
Dans les galaxies plus lointaines, de nombreuses étoiles sont devenues indiscernables, et seules les supernovae, qui explosent et libèrent une quantité d'énergie suffisante pour éclipser toute la galaxie pendant un instant, peuvent être observées par nous. Les supernovae sont des produits de la fin de l'évolution des étoiles, et leur luminosité augmente considérablement en un court laps de temps lors de leur explosion. Leur luminosité maximale peut atteindre 10^7 à 10^10 fois celle du Soleil, et elles libèrent entre 10^40 et 10^45 joules d'énergie. Parmi les supernovae, le type Ia est le plus utile pour la mesure de la distance.De nouvelles étoiles. Ces supernovae sont extrêmement brillantes lorsqu’elles explosent, et leur luminosité maximale est très constante. C’est une excellente bougie standard, et leur luminosité a été mesurée jusqu’à plus de 10 milliards d’années-lumière. Grâce à leur mort spectaculaire, les supernovae sont devenues de nouvelles règles de mesure, fournissant de précieuses informations sur l’histoire de l’univers. Les astronomes américains Saul Perlmutter et Brian P. Schmidt, ainsi que l’astronome australien David G. Smith, ont reçu le prix Nobel de physique 2011 pour avoir découvert, grâce à l’observation des supernovae, que l’univers est en expansion accélérée.
Mais l’histoire ne s’arrête pas là. Les scientifiques ont découvert la loi de Hubble, qui permet d’estimer la distance en fonction du redshift (vitesse de récession) des galaxies. Et dans l’espace plus ancien et plus lointain de l’univers, on ne trouve même pas de galaxies. Les scientifiques continuent de chercher de nouvelles méthodes pour percer les secrets de l’univers primitif.