科学家们在观测宇宙中的星系或者天体时，其中有一个参数非常重要，那就是与地球的距离，通常都用多少光年来表示。光年，即是光线在真空中行进一年所走过的距离，但是对于遥远的恒星来说，虽然我们通过大型的天文望远镜，可以接收到它们所发出的电磁波，但是我们不能确定电磁波是在哪个时间段发出来的，所以也就不能简单地利用光线的传播速度乘以所经历的时间来计算。那么，科学家们是如何确定这些天体和我们地球之间的距离呢？
主要应用的有两种，第一种非常“简单粗暴”，利用发射电磁波的方式，然后再接收反射的电磁波，测量中间的时间差。比如，我们在测量月球和地球的距离时，应用的就是发射激光的方法。在月球的某些区域，之前人类在探月过程中，在其表面安装了若干反射器，当脉冲激光被反射器反射回来时，人们利用计时器将发射和接收的时间记录下来，然后就可以计算月地距离了。
第二种方法是三角视差法。这是一种比较古老的方法，主要原理就是利用“视差”原理，以相对较远的一个天体为背景，然后观察距离较近的天体，在地球观测位置变动的情况下，那么被观测的天体相对于较远的天体，就会呈现一定的空间位置偏移，当然反过来也同样适用。比如我们可以确定太阳和地球作为两个基准点，将待测的天体作为第三个点，那么这三个点就会形成一个三角形。
当地球分别运行到公转轨道的相对两侧时，所观测的目标天体与地球之间的连线会形成一个顶角，那么根据地球到太阳之间的已知距离，然后再加上这个顶角，就可以计算出目标天体与地球的距离。这个方法仅适用于观测太阳系内的天体或者距离太阳较近的恒星，因为目标天体的距离如果太大的话，这个顶角值会非常小，误差会相当大。
在天文观测中，经常会遇到目标天体距离地球非常遥远的情况，这个时候普遍应用的是光谱红移测量法。在19世纪中叶，奥地利科学家多普勒发现并建立了一个理论，那就是多普勒效应，讲的是一个物体向外辐射的波长，会随着光源与观测者间的相对运动而产生变化。向着观测者方向行进的波，波会被压缩，从而波长会变短，频率会增加；相反，当波背向观测者行进，那么波会被拉长，波长变长，频率升高。这种规律适用于各种类型的波，当然包括光这种电磁波。
光作为一种复合型的电磁波，是由不同频率（波长）的电磁波共同构成的，频率由大到小依次为伽马射线、X射线、紫外线、可见光、红外线、无线电波，而能够被人们直接观测到的可见光部分，波长范围为400至760nm之间，是红、橙、黄、绿、青、蓝、紫七种色光的组合体。根据多普勒效应，当可见光向着观测者行进时，波长被压缩变短，接收到的光谱就会向着蓝（紫）端移动，这种现象叫做蓝移；相反地，如果可见光背向观测者行进，那么光谱就会向红端移动，被称为红移。
上世纪20年代末，美国天文学家哈勃在进行河外星系观测时，发现了一种“奇怪”的现象，即目标星系都在远离地球，而且距离越远，相对于地球的退行速度越快，于是他得出了宇宙正在膨胀的结论，而且在大量观测的基础上，确立了退行速度与目标星系和地球间距离成正比的规律，这个比值被定义为哈勃常数。2013年，科学家们利用普朗克卫星，进一步修正了哈勃常数值，最终的结果是67.8±0.77（km/s）/Mpc，其中Mpc的意思是百万秒差距，也就是326万光年，这个数值代表的是距离地球326万光年的目标天体，其相对于地球的退行速度为67.8±0.77米每秒。
如果科学家监测到了目标天体发出光线中特征光谱吸收线的位置，同时在实验室环境中也测定出静止光源下同一元素的光谱吸收线位置，将这两个位置进行对比，就可以计算出红移量（波长减小的比率），那么应用相应的公式，就能够计算出目标天体相对于地球的退行速度，然后再应用哈勃定律，就能比较容易计算出目标天体与地球的距离了。
值得一提的是，应用多普勒效应和哈勃定律来计算天体距离，也有一定的适用范围，毕竟它依赖的是宇宙膨胀所带来的红移现象，当目标天体与地球的距离在326万光年之外，这个红移量才能够比较容易地得出来，相应计算结果也较精确。而当小于这个距离时，由于天体之间的引力作用，在一定程度上会抵消宇宙膨胀所带来的影响，计算结果就不能准确反应真实的空间距离了。
第一种是造父变星法。宇宙中存在着一种光度呈现周期性变化的脉动变星，它的亮度会随着时间的推移呈现出周期性的变化，而且光变周期与它本身的亮度成正比，因此可以用来测量不同天体之间的距离。
主要的原理就是，我们首先通过其它方法测量出一颗较近天体与地球的距离，继而得出在这种距离之下天体的光变周期与平均光度之间的关系（周光关系曲线），那么如果其它待观测的造父变星的光变周期，与这颗已知距离的造父变星相同，那么它们本身的光度也就相同，按照上面的周光关系曲线，科学家们就可以比照得出待测天体与地球的距离了。然后，就可以估算出造父变星所在星团、星系以及附近天体与地球的距离。
还有一种常用的方法是La型超新星法。类似于前面的造父变星法，只不过比照的“模板”变成了La型超新星。中等质量的恒星在生命末期会演化为白矮星，当白矮星依靠引力吸收外界物质（比如伴星等），使其质量达到1.44倍太阳质量后，就会发生超新星爆发，继而坍缩为中子星，这种现象叫做La型超新星爆发。
由于La型超新星爆发时质量基本差不多，所以爆发时的亮度也基本一致，我们如果应用其它方法，已知了某些La型超新星与地球的距离和视星等（相应也就知道了它的绝对星等），那么对于一个未知距离的La型超新星，只要测量出它的视星等，按照视星等和绝对星等之间的关系，我们就可以计算出这个未知星体与地球的距离，继而也能够计算出它所在星系和附近天体与地球的距离。
当然，以上各种测量方法，都有一定的适用范围，也都存在着一定的误差，所以在实际观测中，科学家们往往在条件允许的情况下，应用多种方法同时进行测量和计算，最后得出综合性的判断。
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