对于距离太阳100秒差距以内的近距星，如使用三角视差法，能准确测量它们的距离。然而，当天体距离超过50秒差距时，这种方法的精确度就有所下降。尽管如此，三角视差法仍是测量太阳系外天体距离的基本手段，其他测量方法的结果通常需要通过它进行校准。
分光视差法通过对恒星谱线的分析，通过与视星等和绝对星等的关系来估计恒星距离。公式是5lg(r/秒差距) = m-M + 5，其中r是恒星距离，m是视星等，M是绝对星等。但需考虑星际消光对结果的影响，这增加了测量的复杂性。
威尔逊-巴普定律利用晚型恒星谱线的电离钙反转发射线宽度与绝对星等的线性关系，提供了另一种测定距离的方法。星际视差法则通过观测星际吸收线的强度与恒星距离的关系来计算，但主要适用于O型和早B型星，因为其他恒星会产生相似的谱线，难以区分。
力学视差法通过观测双星的轨道运动，利用开普勒定律计算距离。对于已知质量的双星，可直接计算周年视差，若质量未知，则需迭代求解。星群视差法则依赖于移动星团成员星的相同空间速度，通过计算辐射点和成员星的自行与视向速度，得出高精度的周年视差，但此方法主要适用于毕星团。
统计视差法则依赖大量恒星的统计分析，通过恒星自行与视差的相关性，估计具有共同特征星群的平均视差，这种方法适用于距离范围较广的星群。
最后，自转视差法利用银河系自转速度的变化对恒星视向速度的影响，对于离太阳不太远，大约1,200秒差距内的恒星，可以借此计算星群的平均距离。
天体距离distance of celestial bodies。早在古代，人们通过粗略的观测已建立起天体的相对距离的初步概念。公元前三世纪，古希腊阿利斯塔克推算出日、月到地球的距离的近似比值。公元前二世纪，喜帕恰斯求得月球的距离为地球直径的倍。1751～1753年，法国拉卡伊和拉朗德第一次用三角测量法精确测定了月球的距离。1672年，G.D.卡西尼精确测定了太阳的距离。1837～1839年，В.Я.斯特鲁维、贝塞耳和T.亨德森几乎同时分别利用三角视差法相当精确地测定了织女星（即天琴座α）、天鹅座61和南门二(即半人马座α)三颗近距星的距离（见视差）。