Os astrónomos medem a distância de diferentes corpos celestes usando diferentes métodos. Para as estrelas mais próximas, os astrónomos usam o método mais simples de paralaxe triangular. Este é o método que o olho humano usa para determinar a distância de um objeto. Se estendermos um dedo e olharmos para ele alternadamente com o olho direito e o esquerdo, veremos que o dedo muda de posição (direção) em relação ao fundo distante. Se soubermos o tamanho desta mudança e a distância entre os dois olhos, poderemos calcular a distância do dedo aos olhos usando relações geométricas simples. Os astrónomos usam este método para medir a distância das estrelas mais próximas de nós. Eles usam o eixo maior da órbita da Terra em torno do Sol como base. Basta observar a mesma estrela nos dois extremos do eixo maior da órbita da Terra, separados por meio ano, para obter o ângulo subtendido pela estrela em relação ao diâmetro da órbita da Terra. Os astrónomos chamam este ângulo de metade da paralaxe anual da estrela. Sabendo que o diâmetro semieixo da órbita da Terra é de cerca de 150 milhões de quilómetros, podemos calcular a distância da estrela usando a paralaxe anual, o que é chamado de distância geométrica.
O método da paralaxe triangular só pode medir a distância das estrelas próximas do Sol. A estrela mais próxima de nós está a 4,22 anos-luz de distância e a sua paralaxe anual é inferior a 1″. Quanto mais distante for a estrela, menor será a sua paralaxe anual e mais difícil será a sua medição. Atualmente, o alcance máximo de medição de distâncias estelares pelo método da paralaxe triangular é de cerca de 500 anos-luz. A escala da Via Láctea é de cerca de 82.000 anos-luz, e a maioria das estrelas nela estão muito além do alcance do método da paralaxe triangular; quanto aos objetos fora da Via Láctea, o método da paralaxe triangular é completamente inútil e é necessário encontrar outra abordagem.
Os astrónomos desenvolveram outro método de medição chamado "método da fotometria". O princípio deste método é muito simples: se observarmos lâmpadas do mesmo modelo, veremos que as lâmpadas próximas são mais brilhantes e as lâmpadas distantes são mais fracas. Se pudermos medir o quão brilhantes são as lâmpadas, saberemos a distância até elas. Dado que o brilho das lâmpadas pode ser expresso em "velas", este método de medição de distâncias é também chamado de método das "velas-padrão". A chave deste método é: quais objetos celestes são "do mesmo modelo", ou seja, quais têm um brilho real idêntico?
Em monitorizações de longo prazo das estrelas, os cientistas descobriram algumas estrelas cujo brilho varia de forma muito regular, chamadas "variáveis Cefeidas". Em 1912, a astrónoma norte-americana Leavitt descobriu que existe uma relação entre o período de variabilidade das Cefeidas e o seu brilho real: quanto maior for o período de variabilidade, mais energia é libertada; quanto menor for o período de variabilidade, menos energia é libertada. Isto significa que o período de variabilidade pode ser usado para determinar o seu brilho real. Assim, basta calcular o brilho real de uma Cefeida a partir do seu período de variabilidade e, com base no seu brilho aparente, podemos calcular a sua distância. Por isso, as Cefeidas são chamadas de "régua cósmica". Foi precisamente graças às Cefeidas que o astrónomo americano Hubble confirmou pela primeira vez que a Nebulosa de Andrómeda não era um objeto dentro da Via Láctea, mas sim um enorme aglomerado de milhares de milhões de estrelas, tal como a Via Láctea. O âmbito de aplicação da "régua cósmica" das Cefeidas pode chegar a mais de 500 milhões de anos-luz, muito além da capacidade do método da paralaxe triangular. Para além das Cefeidas, a luminosidade e o brilho real de novas, supernovas, estrelas RR Lyrae, entre outras, também têm uma relação com o seu brilho real, embora não tão precisa como as Cefeidas. Por isso, para medir a distância a galáxias vizinhas, é necessário procurar as Cefeidas nelas.
Nas galáxias mais distantes, muitas estrelas já não podem ser distinguidas, e apenas as supernovas, que libertam uma quantidade enorme de energia no momento da sua explosão, podem ser observadas e iluminar todo o resto da galáxia. As supernovas são produtos do final da evolução estelar e têm um brilho que aumenta milhões de vezes ou diminui milhões de vezes num curto espaço de tempo, com um brilho máximo de 10^7 a 10^10 vezes o da luz solar, libertando energias de 10^40 a 10^45 joules. Entre as supernovas, as do tipo Ia são as que melhor permitem a medição de distâncias.Supernovas. Estas supernovas são extremamente brilhantes quando explodem e têm uma luminosidade máxima muito constante, sendo uma boa vela padrão, com medições de luminosidade que podem atingir mais de 10 mil milhões de anos-luz. Com as suas mortes espectaculares, as supernovas tornam-se novas medidas de distância e fornecem pistas valiosas para o estudo da história do Universo. Os astrónomos americanos Saul Perlmutter e Brian P. Schmidt, juntamente com o astrónomo australiano Adam Riess, ganharam o Prémio Nobel da Física de 2011 pela descoberta de que o Universo está a expandir-se a um ritmo acelerado, graças às observações de supernovas.
Mas a história não acaba aqui. Os cientistas descobriram a Lei de Hubble, que permite calcular distâncias com base no desvio para o vermelho (velocidade de recuo) das galáxias. No entanto, no Universo primitivo e distante, nem sequer existiam galáxias. Os cientistas continuam a procurar novas formas de desvendar os segredos do Universo primitivo.