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。

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。

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。

4.光譜光度法：利用主序星的亮度和光譜型別的關係確定距離。

可以這樣理解：100光年以內的恆星，可以以更遠的恆星作為背景，在地球冬天的時候對著它拍一張照，在夏天的時候再對它拍一張照。地球冬天和夏天的距離就是地球公轉的半徑。再利用兩個角度，用三角測量法就可以計算出來。

至於100光年以外的，由於頂角太小了，別的測量方法就比較多了，比如先分析這個恆星的光譜，算出多普勒效應，計算出恆星運動的速度，再根據別的恆星的比較，用三角法計算出。恆星光譜線的位移顯示恆星循著觀測方向運動的速度，這種現象稱為多普勒效應。

但是，三角視差法的適用範圍最多也就在300光年以內，超出這個距離之後，三角視差法會產生許多的誤差，那麼這個時候，我們就需要更加先進的測量手段了，科學家給出的方法是透過計算造父星的發光頻率來進行測量，由於造父星是變星的一種，那麼其發出的光是呈週期性的，說白了就是造父星發出的光是一閃一閃的，而且每兩次閃爍之間的時間是固定的，由於時間是固定的。那麼我們可以計算出這個期間內造父星的發光總量，那麼光變的週期越長，造父星對外發出的光度越大，然後透過計算周光的關係就可以判定這顆天體處在多遠的距離之外。

那麼，如果距離更遠一點，超過一百億光年之外那怎麼辦呢，一般來說這個時候我們已經看不見任何的單個天體，那麼造父星觀測法也已經失效了，但現代的科學研究告訴我們，我們這個宇宙是在膨脹的，越遠的物體其發出來的光看起來就越紅，這種現象科學家稱之為紅移，那麼由於光是一種波，波是存在頻率的，那麼通紅計算光的頻率，再帶入哈勃定律就可以知道某個宇宙空間離我們有多遠，同時也可以判斷出某個光飛了多久才抵達到地球，所以，這也是目前為止人類最為靠譜而且準確的計算手段了。

對於宇宙中天體的距離，我們有很多種方式來進行測量，大概有幾十種不同的方法，同時這些方法還可以互相驗證，以保證準確性。

比較常用的有這麼幾種：

1，三角視差法。這是最基本的方法，也是人類使用最早的測距方法之一，原理基本上初中生應該就知道了吧。利用這種方法我們可以測量出100光年以內的天體的距離，更遠的距離，我們的觀測精度就達不到了。

2，分光視差法。這種方法可以測量幾十光年到數十萬光年之間天體的距離，其原理是精確測量天體的亮度，再與制定的一個標準亮度進行對比和計算，這樣就可以計算出天體的距離。對於大於100千秒差距的天體，這個方法就不適用了。

3，變星測量法。這種方法可以測量數千光年到約1500萬光年的範圍，其原理是利用變光原理，可以用造父變星，也可以利用其它變星。根據周光關係就可以計算出天體的距離。

4，超新星測距法。同樣類似利用周光關係的測距方法，但測量範圍更大，可在幾百萬光年到100億光年以內的範圍。

5，光譜紅移法。利用光譜的紅移可以計算出天體的距離，這是最適合測量遙遠天體的測量方法，其範圍在幾十億光年到目前可測量的極限距離。

以上是幾類比較主要的測量方法，每種下還有一些細的劃分，總之天文學家們有很多的方法和工具來測量不同距離天體的距離。

舉個例子。啥勃望遠鏡對天壇座ngc6397開展測量。這個星球包含大約40萬顆恆星，它被認為是在大爆炸後不久出現的。

科學家使用一種視差的現豪來計算一臺群集的距離。哈勃太空望遠鏡測量了，當地球圍繞太陽執行時，由於視差，球狀星團在一年中位置的變化。哈勃三號每六個月觀察恆星群中40顆脈衝星的變化，為期兩年。然後天文學家們把40個點的資料結合起來，使用一種稱為空間掃描的技術來計算它的距離。

研究人員表示，新的測量誤差僅在3%的範圍內，他們確定該球狀星團與地球的距離為7800光年。科學家計算出古恆星群的年齡為134億年。