天文学者は、異なる天体の距離を測定するためにさまざまな方法を使用しています。最も近い星の場合、天文学者は最も単純な三角視差法を使用しています。これは、人間の目で物体の遠近を判断する方法です。もし私たちが指を伸ばし、左右の目を交互に使って見ると、指が遠方の背景に対して位置（方向）が変化することがわかります。この変化の大きさと両目間の距離を知ることで、指から目までの距離を簡単な幾何学の関係で計算することができます。天文学者はこの方法を使って私たちに近い星の距離を測定しています。地球の太陽の周りの軌道の長軸を基準として、半年の間隔で地球の軌道の長軸の両端で同じ星を観測すると、星が地球の軌道の直径に対して形成する角度が得られます。天文学者はこの角度の半分を星の年視差と呼びます。地球の軌道の半径が約1.5億キロメートルであることがわかっているので、年視差から星の距離を推算することができ、これを幾何学的距離と呼びます。
三角視差法では、太陽の近くにある星の距離しか測定できません。最も近い星はプロキシマ・センタウリで、地球から4.22光年離れた位置にあり、年視差は1″未満です。星が離れているほど年視差が小さくなり、測定が難しくなります。現在、三角視差法で星の距離を測定できる最大範囲は約500光年です。銀河系の規模は約82,000光年で、銀河系のほとんどの星は三角視差法の適用範囲をはるかに超えています。銀河系以外の天体については、三角視差法では全く測定できず、別の方法が必要になります。
天文学者は別の測定方法を発見しました。それを「光度測距法」と呼びます。この方法の原理は非常に簡単です。同じ種類の電球を観察すると、近くにある電球は明るく、遠くにある電球は暗く見えます。電球の明るさを測定すると、その距離がわかります。なぜなら、光の明るさは「キャンドル」で表すことができるからです。この距離測定方法は「標準キャンドル」測距法とも呼ばれています。
この方法の关键在于，天空中哪些天体是“同一型号”，或者说它们自身的实际亮度是否相等？
在对恒星的长期监测中，科学家发现了一些亮度变化很有规律的星，称为造父变星。1912年，美国女天文学家露易丝・梅尔提斯发现造父变星的光变周期和实际亮度之间存在这样的关系：光变周期越长，释放的能量越大；光变周期越短，释放的能量越小。这意味着可以用光变周期来确定它们的实际亮度。这样，只要通过造父变星的光变周期推算出它的实际亮度，就能够根据它的视亮度求出它的距离。因此，科学家把造父变星称为“量天尺”。美国天文学家哈勃正是通过造父变星首次确认仙女座大星云并非银河系内的天体，而是与银河系一样由数千亿颗恒星组成的巨大星系。造父变星“量天”的适用范围可达5000多万光年，远远超出三角视差的能力范围。除了造父变星外，新星、超新星、天琴RR型变星等的光变特性与实际亮度也有一定的关系，只是没有造父变星那么精确。因此，测量近邻星系的距离，主要还是靠寻找其中的造父变星。
在更遥远的星系中，许多恒星已经无法分辨，只有爆发的超新星在毁灭的瞬间释放出让整个星系都黯然失色的光芒，我们才能看到。超新星是恒星演化晚期的产物，爆发时亮度在短时间内增强数千倍甚至数亿倍，最大光度可达太阳光度的10^7～10^10倍，释放出10^40～10^45焦的能量。超新星中最有利于测距的是Ia型超新星。超新星です。このような超新星の爆発は非常に明るく、最大光度も非常に安定しています。これらは優れた標準キャンドルであり、測定された光度は100億光年以上に及びます。壮大な死に方をすることで、超新星は新しい距離尺となり、宇宙の歴史を研究するうえで貴重な手がかりとなっています。アメリカの天文学者パーマットとリース、オーストラリアの天文学者シュミットは、超新星の観測により、宇宙が加速膨張していることを発見し、2011年にノーベル物理学賞を受賞しました。しかし、この話はそこで終わりません。科学者たちはハッブルの法則を発見し、銀河の赤方偏移（退行速度）から距離を推定することができました。しかし、より早く、より遠い宇宙空間では、銀河すら見つけることはできませんでした。科学者たちは、初期宇宙の秘密を解き明かすための新しい方法を模索し続けています。