对于离我们较近的恒星而言，我们可以使用基于几何学的“三角视差法”。地球每隔半年便运行到太阳两侧相距最远处，这两个点与遥远天体形成了三角形，太阳落在底边上。根据底边的长度和顶角的大小，就可以推算出三角形的“高”，也就是天体与太阳的距离。天体距离越远，三角形的顶角越小。当角度小到无法分辨时，这个方法就失效了。
因此，这个方法只能测量距我们1千光年内的十几万颗恒星，这主要归功于1990年前后数年运行的依巴谷（Hipparcos）天文卫星，目前正在运行的盖亚（Gaia）天文卫星将会获得更多恒星的三角视差数据。
当角度p很小时，则有p≈sinp≈tanp，即D≈1AU/p，当p为1″时，则D为1秒差距（Parsec，pc）。三角视差法的使用已有接近200年历史，长期作为天文测距的基础，因此天文学中广泛使用天文单位（Astronomical Unit，AU）和秒差距作为距离单位，而非后起之秀光年（Light-year，ly)。1秒差距≈3.26光年。
对于更远的天体就要用其他方法了。
比如，假定同一颜色的主序星具有相同的亮度，就可根据近处恒星的亮度-距离关系，推算出远处恒星的距离，这种方法可测量大约20万光年以内的恒星。更远的天体则需要用到“造父变星”来测距。造父变星是一种变星，它的亮度不断发生周期性的变化。其代表是仙王座δ，中文名为“造父一”，这也是此类变星得名的原因。它的原理是：造父变星内部的温度上升，导致氦被电离的程度升高，电离程度高的氦更不透明，看上去较暗。
不透明的氦吸收恒星的辐射，使得恒星膨胀。膨胀后恒星温度降低，氦的电离程度降低，变得透明，让更多辐射逃逸，看上去变亮。恒星因引力而收缩，进入下一个循环。质量越大、最高亮度越高的恒星，变化周期越长。这就是亨丽爱塔·勒维特（Henrietta Leavitt，1868～1921）观测了小麦哲伦云中多个造父变星后，发现的“周期-光度关系”（周光关系）。
根据“周光关系”，只要知道近距离造父变星的真实亮度和光变周期，就可根据远距离造父变星的周期，得到它们的真实亮度，进而确定距离。因此造父变星被称为宇宙中的“标准烛光”。
通过造父变星，可以测量远到6亿光年的距离。对于更远的天体，需要更亮的标准烛光。天文学家发现，一类被称为“Ia型超新星”的超新星，爆炸时喷射物质量几乎相同，合成的放射性物质的质量也基本相当，因此有着彼此接近的峰值亮度，可以作为另一种标准烛光。由于它们最亮时比造父变星亮得多，因此可以在远得多的距离上被探测到。
再远的距离，则需要用到哈勃定律：天体的速度与距离成正比，比例常数为“哈勃常数”。
只要测出速度，我们就可以得出远到上百亿光年的距离。这个方法依赖于哈勃常数的精确值以及宇宙中物质、能量所占的比例。而这些量的精确值，却需要使用前面几种方法确定：用三角视差法确定出近处造父变星的精确距离，用造父变星确定出近处Ia型超新星的精确距离，用Ia型超新星配合微波背景辐射的测量，确定出哈勃常数以及其他重要物理量的精确值。这样，我们便能一步步得到所有星星的距离。
通过不同距离处的Ia型超新星得到的哈勃图，最远处距离超过100亿光年。可以看出无论多远，哈勃定律都成立。图中横坐标为红移，代表了速度；纵坐标为距离模数，代表距离。二者几乎呈完美正比，稍有偏离。