第一，最直接的方法，朝天體發射電磁波，然後等着接受返回的電磁波，光速是一定的，乘以時間就是天體之間的距離了。
第二，三角視差法。利用地球和太陽不同的位置來測量。當地球分別位於太陽兩端時，觀測的目標天體會跟地球和太陽形成一個夾角，角度是固定的。同時我們還知道太陽和地球的距離，一個邊長，一個對角，計算其他兩個邊的邊長就很容易了。
第三，造父變星測量法。變星，其實就是宇宙中亮度變化非常有規律的恆星，被稱爲“量天尺”。之所以這樣叫，有一個重要前提，那就是恆星的亮度與亮度變化週期有着確定的關係，光度越大，亮度變化週期越長。
測量距離主要有一下幾種辦法
1、雷達波法：直接向天體發射雷達波，透過雷達被反射的時間確定距離。適用於太陽系內天體，可以精確到釐米級別。
2、三角視差法：透過地球繞太陽的公轉引起的觀測天體位置的變化來確定天體的距離。簡單的說，就是當地球繞分別繞日公轉到軌道最左側和最右側時，所要測量的星體的觀測角度變化了多少度，這相當於知道了一個等邊三角形的底長和三個角的角度分別是多少，要求出這個三角形的高就非常容易。適用於1000光年以內天體。
3、造父變星法：透過造父變星的亮度與光度變化週期之間的關係來確定天體的距離。父變星的光變週期與光度之間存在一種關係。概括地說就是造父變星的光變週期越長，其光度也越大，具體過程較爲複雜。適用於幾百萬光年以內的星體，要求至少能分辨出該星系內的一個造父變星。
4、光譜光度法：利用主序星的亮度和光譜類型的關係確定距離，適用於幾千萬光年以內。要求至少能分辨出該星系內一個藍超巨星——即最明亮的主序星。
5、1a型超新星法：1a型超新星是白矮星質量達到太陽1.44倍後爆炸形成的超新星，所以1a型超新星的亮度都是一個固定值，透過計算它的實際亮度與它爆炸時的觀測亮度，可以非常準確的計算出超新星所在星系與我們的距離。要求該星系至少發生過一次1a型超新星，不過情況較少。只要有足夠倍率的望遠鏡能夠看到1a型超新星，就可以估算出接近數十億光年遠的天體。
6、哈勃定律法：透過天體退行速度和距離之間的關係來確定所有天體的距離，這種方法屬於上述5種測量方法均無法測量或者沒有測量條件的情況下的無奈之舉，誤差甚至能超過100%。
