河內(nèi)天體的距離又稱為視差,恒星對日地平均距離（a）的張角叫做恒星的三角視差(p),則較近的恒星的距離D可表示為：
sinπ＝a/D
若π很小,π以角秒表示,且單位取秒差距(pc),則有：D=1/π
用周年視差法測定恒星距離,有一定的局限性,因為恒星離我們愈遠(yuǎn),π就愈小,實際觀測中很難測定.三角視差是一切天體距離測量的基礎(chǔ),至今用這種方法測量了約10000多顆恒星.
分光視差法
對于距離更遙遠(yuǎn)的恒星,比如距離超過110pc的恒星,由于周年視差非常小,無法用三角視差法測出.于是,又發(fā)展了另外一種比較方便的方法--分光視差法.該方法的核心是根據(jù)恒星的譜線強度去確定恒星的光度,知道了光度（絕對星等M）,由觀測得到的視星等(m)就可以得到距離.
m - M= -5 + 5logD.
移動星團(tuán)法
這時我們要用運動學(xué)的方法來測量距離,運動學(xué)的方法在天文學(xué)中也叫移動星團(tuán)法,根據(jù)它們的運動速度來確定距離.不過在用運動學(xué)方法時還必須假定移動星團(tuán)中所有的恒星是以相等和平行的速度在銀河系中移動的.在銀河系之外的天體,運動學(xué)的方法也不能測定它們與地球之間的距離.
造父視差法（標(biāo)準(zhǔn)燭光法）
物理學(xué)中有一個關(guān)于光度、亮度和距離關(guān)系的公式.S∝L0/r2
測量出天體的光度L0和亮度S,然后利用這個公式就知道天體的距離r.光度和亮度的含義是不一樣的,亮度是指我們所看到的發(fā)光體有多亮,這是我們在地球上可直接測量的.光度是指發(fā)光物體本身的發(fā)光本領(lǐng),關(guān)鍵是設(shè)法知道它就能得到距離.天文學(xué)家勒維特發(fā)現(xiàn)“造父變星”,它們的光變周期與光度之間存在著確定的關(guān)系.于是可以通過測量它的光變周期來定出廣度,再求出距離.如果銀河系外的星系中有顆造父變星,那么我們就可以知道這個星系與我們之間的距離了.那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠(yuǎn)星系,當(dāng)然要另外想辦法.
三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法,前一支的尺度是幾百光年,后一支是幾百萬光年.在中間地帶則使用統(tǒng)計方法和間接方法.最大的量天尺是哈勃定律方法,尺度達(dá)100億光年數(shù)量級.
哈勃定律方法
哈勃指出天體紅移與距離有關(guān)：Z = Hd /c,這就是著名的哈勃定律,式中Z為紅移量；c為光速；d為距離；H為哈勃常數(shù),其值為50～80千米／(秒·兆秒差距).根據(jù)這個定律,只要測出河外星系譜線的紅移量Z,便可算出星系的距離D.用譜線紅移法可以測定遠(yuǎn)達(dá)百億光年計的距離.
1929年哈勃(Edwin Hubble)對河外星系的視向速度與距離的關(guān)系進(jìn)行了研究.當(dāng)時只有46個河外星系的視向速度可以利用,而其中僅有24個有推算出的距離,哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關(guān)系.現(xiàn)代精確觀測已證實這種線性正比關(guān)系
V = H0×d
其中v為退行速度,d為星系距離,H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值為0
哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的.這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹.因此,在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹,從任何一個星系來看,一切星系都以它為中心向四面散開,越遠(yuǎn)的星系間彼此散開的速度越大.