测定天体距离最基本的方法是三角视差法。只要相隔半年时间，在地球公转轨道直径的两端观测同一颗恒星，则不难得到该恒星对地球轨道半径的张角π，称为恒星的视差。地球轨道半径是已知的，约为1.5亿千米，于是由视差π就可以推算出恒星的距离，称为几何距离。
天文学家已经找到了好几种确定天体光度的方法，最为著名的当推造父变星的周光关系，即利用这类变星平均光度与光变周期之间存在的确定关系，由光变周期来求得光度，适用范围可达500万秒差距，远远超出三角视差的能力范围。某些天体具有比较确定的光度，它们可以作为宇宙中的“标准烛光”，并由此推算出天体的距离。
1927年，哈勃在证实河外星系的存在后不久，发现河外星系普遍存在谱线红移。所谓红移是指由于天体远离我们而去，因多普勒效应引起的天体光谱线向长波端的位移。只要知道哈勃常数并测出红移，就可以确定遥远天体的距离，称为宇宙学距离。
