科学家测量天体距离的方法很多。
在较近的距离上，通常采用三角视差法。比如说地球在春分点和秋分点时分别观测一颗恒星对地球的角度，也就是在遥远恒星背景上恒星与其他恒星的相对位移，然后以地球公转轨道半径为基线，算出它距地球的距离。但视差法只适用于距离我们几百光年以内的恒星。对于150光年远的恒星来说，视差移动已经因太小而难以测定；对于600光年远的恒星，它们的视差会不可避免地为观测时的误差所掩盖。更遥远的恒星就必须依赖别的方法了。
比较亮度法。每颗恒星有它本身的亮度，这个亮度是恒星真实的发光能力。但我们从地球上看到的不是恒星的真实亮度，而是视亮度。恒星的视亮度既与它的真实亮度有关，也与它同观测者的距离有关。因此，在距离、视亮度和真实亮度之间，知道了其中的两个，就可以求出第三个的数值。如果我们知道了恒星的视亮度和真实亮度，就能够计算它的距离了。
我们已经知道，恒星发出光的颜色与它的温度之间有直接的联系。例如蓝色比橙色的温度高，橙色又比红色的温度高。天文学家一般通过恒星的颜色来确定它的表面温度，结合恒星的视亮度就可以得到它的真实亮度。有了真实亮度和视亮度，就可以计算出恒星的距离了。用这种方法，我们可以计算出10万光年以内的恒星距离。
如果再远，还有造父变星法。造父变星是一种恒星半径时大时小的脉动变星。造父变星的光变周期与它们的真实亮度有联系：光变周期越长，亮度就越大。由于知道了视亮度和真实亮度，就可以计算恒星的距离，因此光变周期成为了计算变星距离的理想手段。只要这颗变星在某个星系或星团里，天文学家也就知道了那个星系或星团的距离了。用这种方法，已经测量到了数百亿光年远的星系的距离。也因此，天文学家把造父变星称为“量天尺”。
如果再远，还可以用光谱红移法。光是电磁波，当光源远离观测者时，接受到的光波频率比其固有频率低，即向红端偏移，这种现象称为“红移”；当光源接近观测者时，接受频率增高，相当于向蓝端偏移，称为“蓝移”。由于宇宙在不断膨胀，星系距我们越远，红移就越大。换而言之，越远的星系，其飞离我们的速度也越快。美国天文学家哈勃据此提出了“哈勃定律”，确定了计算行星运行速度的天文学计量单位——“哈勃常数”。基于哈勃的理论，天文学家可以通过测量遥远天体光谱中的红移程度去计算它的飞离速度，继而计算出它的距离。当然，距离越远，这个结果就越不准确。
于是，天文学家又找到一种方法，叫超新星测距法。在研究Ia型超新星时，天文学家发现它们不单在光度变化上非常相似，而且在最光亮时的亮度也极为一致。由于超新星是恒星垂死前的一次极猛烈爆炸，刹那间闪耀的光芒甚至盖过整个星系中上千亿颗恒星，因此远至数十亿光年外也能清楚测量得到。利用太空望远镜和其它先进的观测仪器，天文学家努力地在宇宙空间中搜索出现Ia型超新星的星系，只要测出这些超新星的最大亮度，便可更准确地推算出星系跟地球间的距离。