Existem variáveis métodos, dependendo da faixa de distância. Para o interior do Sistema Solar se usam métodos trigonométricos com base, a começar no raio da Terra, depois no raio da órbita da Terra. Para as estrelas mais próximas (até uns 100 anos luz) se usa a paralaxe com base no diâmetro da órbita da Terra. Às estrelas mais longínquas, dentro da Via Láctea, se mede a distância pela comparação da luminosidade aparente com a absoluta e esta é aferida a partir da oscilação da variação de brilho, que é uma função da massa, sendo a luminosidade absoluta também uma função da massa. A calibração da relação massa-luminosidade é feita a partir do conhecimento da luminosidade absoluta das estrelas cuja distância se pode medir por paralaxe. Isso permite, inclusive, medir distância às galáxias próximas, nas quais se consegue detectar estrelas pulsantes. Galáxias mais afastadas têm a distância medida por uma estatística das estrelas mais brilhantes das galáxias, aferida nas galáxias mais próximas. Galáxias muito afastadas não permitem a detecção nem de estrelas mais brilhantes, mas podem ter a distância medida a partir do brilho das supernovas que nelas acontecem. O brilho das supernovas é correlacionado com o tempo de relaxação (tempo para que o brilho decaia pela metade), com uma calibração feita nas galáxias mais próximas. Outra forma de medir a distância a galáxias mais longínquas ainda é por seu desvio espectral para o vermelho, fornecido pela "Lei de Hubble", também calibrado por medições de galáxias de distâncias conhecidas por outros métodos.
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