Gli astronomi misurano le distanze di diversi corpi celesti usando diversi metodi. Per le stelle più vicine, gli astronomi usano il metodo più semplice della parallasse triangolare. Questo è il modo in cui l'occhio umano determina la distanza degli oggetti. Se estendiamo un dito e lo guardiamo alternativamente con l'occhio destro e con quello sinistro, notiamo che il dito cambia posizione (direzione) rispetto allo sfondo più lontano. Se conosciamo la grandezza di questo cambiamento e la distanza tra i due occhi, possiamo calcolare la distanza del dito dagli occhi usando semplici relazioni geometriche. Gli astronomi usano questo metodo per misurare le distanze delle stelle più vicine. Prendendo come base l'asse maggiore dell'orbita della Terra attorno al Sole, se osserviamo la stessa stella ai due estremi di questa orbita a distanza di sei mesi, possiamo ottenere l'angolo che la stella forma con il diametro dell'orbita terrestre. Gli astronomi chiamano questo angolo parallasse annuale. Sapendo che il semidiametro dell'orbita terrestre è di circa 150 milioni di km, è possibile calcolare la distanza della stella usando la parallasse annuale, chiamata distanza geometrica.
Il metodo della parallasse triangolare può misurare solo le distanze delle stelle vicine al Sole. La stella più vicina, Proxima Centauri, si trova a 4,22 anni luce da noi, e la sua parallasse annuale è inferiore a 1″. Quanto più lontana è la stella, tanto minore è la sua parallasse annuale e tanto più difficile è misurarla. Attualmente, il metodo della parallasse triangolare può misurare le distanze delle stelle fino a circa 500 anni luce. La scala della Via Lattea è di circa 82.000 anni luce, e la maggior parte delle stelle in essa si trova ben oltre l'applicabilità del metodo della parallasse triangolare; per quanto riguarda gli oggetti al di fuori della Via Lattea, il metodo della parallasse triangolare è del tutto inadeguato e bisogna ricorrere a soluzioni alternative.
Gli astronomi hanno escogitato un altro metodo di misurazione, chiamato "metodo della fotometria". Il principio è molto semplice: se osserviamo lampadine dello stesso tipo, notiamo che quelle più vicine sono più luminose e quelle più lontane sono più deboli. Se possiamo misurare quanto sia luminosa la lampadina, possiamo sapere quanto è lontana da noi. Poiché l'intensità della luce può essere espressa in "candele", questo metodo di misurazione della distanza è anche chiamato metodo delle "candele standard". La chiave di questo metodo è: quali oggetti celesti sono "della stessa tipologia", ossia quali hanno una luminosità intrinseca uguale?
Nel corso del monitoraggio a lungo termine delle stelle, gli scienziati hanno scoperto alcune stelle il cui brillamento varia in modo molto regolare, chiamate "variabili Cefeidi". Nel 1912, l'astronoma statunitense Henrietta Leavitt scoprì che esiste una relazione tra il periodo di variabilità di una Cefeide e la sua luminosità effettiva: quanto più lungo è il periodo di variabilità, tanto più grande è l'energia rilasciata; quanto più breve è il periodo di variabilità, tanto minore è l'energia rilasciata. Ciò significa che è possibile usare il periodo di variabilità per determinare la loro luminosità effettiva. Quindi, se calcoliamo la luminosità effettiva di una Cefeide in base al suo periodo di variabilità, possiamo dedurre la sua distanza visibile. Per questo motivo, le Cefeidi sono chiamate "metro cosmico". Fu proprio grazie alle Cefeidi che l'astronomo statunitense Edwin Hubble dimostrò per la prima volta che la Galassia di Andromeda non era un oggetto all'interno della Via Lattea, ma un'enorme galassia composta da miliardi di stelle, proprio come la Via Lattea. L'applicabilità del metodo delle Cefeidi si estende fino a oltre 50 milioni di anni luce, ben oltre la capacità del metodo della parallasse triangolare. Oltre alle Cefeidi, anche stelle novae, supernovae, stelle RR Lyrae e altre hanno proprietà di variabilità legate alla luminosità effettiva, anche se meno precise delle Cefeidi. Pertanto, per misurare le distanze dei sistemi galattici vicini, è necessario cercare le Cefeidi presenti in essi.
Nei sistemi galattici più remoti, molte stelle non sono più distinguibili, e solo le supernovae, che rappresentano il prodotto finale dell'evoluzione stellare, possono essere viste nel loro istante di distruzione, emettendo una luce che fa sì che l'intera galassia appaia oscura. Le supernovae sono prodotti della fase finale dell'evoluzione stellare, e durante il loro picco di luminosità rilasciano una quantità di energia milioni o miliardi di volte superiore a quella del Sole, con una luminosità massima di 10^7–10^10 volte quella del Sole e un'emissione di energia tra 10^40 e 10^45 joule. Tra le supernovae, quelle di tipo Ia sono le più adatte alla misurazione delle distanze.Supernova. Queste esplosioni di supernova sono estremamente luminose e la loro luminosità massima è molto costante, rendendole ottime candele standard, con misurazioni della luminosità che raggiungono distanze fino a 10 miliardi di anni luce. Con la loro spettacolare morte, le supernove diventano nuovi strumenti di misurazione cosmica, fornendo preziosi indizi per lo studio della storia dell'universo. Gli astronomi americani Saul Perlmutter e Brian P. Schmidt e l'astronoma australiana Adam G. Riess hanno vinto il Premio Nobel per la fisica del 2011 grazie alle loro osservazioni delle supernove, che hanno permesso loro di scoprire che l'universo si sta espandendo a un ritmo accelerato.
Ma la storia non finisce qui. Gli scienziati hanno scoperto la legge di Hubble, che consente di calcolare le distanze in base al redshift (velocità di recessione) delle galassie. Eppure, nello spazio dell'universo più antico e più remoto, non si trovano nemmeno galassie. Gli scienziati stanno ancora cercando nuovi metodi per svelare i segreti dell'universo primordiale.