天文学家使用不同的方法測量不同天體的距離。对于最近的恒星，天文学家使用最简单的三角视差法。这是人眼判断物体远近的方法。如果我们伸出一根手指，轮流闭上左右眼去看，就会发现手指相对于远处的背景有位置（方向）的变化。如果我们知道这种变化的大小以及两眼间的距离，就可以通过简单的几何关系计算出手指到眼睛的距离。天文学家正是利用这种方法测量离我们较近的恒星的距离。他们以地球绕太阳公转轨道的长轴为基线，只要相隔半年时间，在地球公转轨道长轴的两端观测同一颗恒星，就能得到该恒星对地球轨道直径的张角。天文学家将此角度的一半称为恒星的周年视差。已知地球轨道半长径约为1.5亿千米，因此可以通过周年视差推算出恒星的距离，这称为几何距离。
三角视差法只能测量太阳附近恒星的距离。最近的一颗恒星距离我们4.22光年，相应的周年视差小于1″。距离越远的恒星周年视差越小，测定起来也越困难。目前，用三角视差法测定恒星距离的最大范围大约为500光年。银河系的尺度约为8.2万光年，其中绝大多数恒星的距离远远超出三角视差法的适用范围；至于银河系以外的天体，三角视差法更是鞭长莫及，必须另辟蹊径。
天文学家想出了另一种测量方法，称为“光度测距法”。这种方法的原理很简单：如果观察同一型号的灯泡，就会发现近处的灯泡亮，远处的灯泡暗。如果能测量出灯泡有多亮，就能知道它距离我们有多远。因为灯光的亮度可以用“烛光”来表示，所以这种测距离的方法也称为“标准烛光”测距法。这种方法的关键在于，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相等的？
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，美国女天文学家勒维特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，释放的能量就越大；光变周期越短，释放的能量就越小。这意味着可以用光变周期来确定它们的实际亮度。因此，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得其距离。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不是银河系内的天体，而是和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500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型变星等的光变性质与实际亮度也有一定的关系，只是不如造父变星那么精确。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，许多恒星都已经无法分辨，只有爆发的超新星能够在毁灭的瞬间释放出让整个星系都黯然失色的光芒，让我们能够观测到。超新星是恒星演化晚期的产物，爆发时亮度会在短时间内增强数千倍甚至上亿倍，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。在超新星爆发時，它們非常明亮，且最大光度非常稳定，是很好的標準烛光。測量出的光度最遠可達 100 億光年。透過超新星壮烈的死亡，科学家們獲得了研究宇宙歷史的珍貴線索。美國天文學家珀尔馬特和里斯，以及澳洲天文學家施密特正是透過觀察超新星，發現宇宙正在加速膨脹，因此獲得了 2011 年诺贝爾物理學獎。
但故事并未就此結束。科學家發現了哈勃定律，可通過星系的红移（退行速度）来推算距離。然而，在更早期、更遥远的宇宙空间中，甚至連星系都無從寻觅。科學家們仍在努力寻找新的方法，以揭開早期宇宙的秘密。