天體測距到今天仍然不能得出非常精確的距離，這完全在於觀測技術上仍然沒有更加突破的方法，還有天體距離過於遙遠，也造成了距離上的測量誤差。
天文測距的方法對應不同距離的天體有不同的方法，比較常見的天體測距方法有以下幾種：銀河系內的恆星的測距一般使用三角視差法，這種方法以日地距離為基準，測量恆星周年視差對於日地距離的張角大小，最終可以得出恆星的距離。
而對應的張角為1角秒所對應的恆星距離為1pc（1秒差距），這種方法一般適用較近距離的天體，距離小於30至500秒差距，這取決於觀測的精度，但是隨著VLBI技術的出現，這個範圍可以擴大到10kpc。
還有分光視差法，先通過譜線強度測得恆星的光度，轉化為恆星的絕對星等，再由觀察到的視星等可以得到恆星的距離。除此之外，還可以依靠脈衝變星的周光關係來測量距離，由於造父變星的周光關係很有規律，造父一的變化周期為5天8小時46分38秒，不像其他變星的周光關係那麼複雜。
根據1912年美國天文學家的研究，造父變星光變周期越長，亮度越大，以此作為憑據周光關係測得了很多河外星系的距離。此外還有距離範圍最遠的量天尺——譜線紅移測距，總所周知，哈勃定理提出，離我們越遠的天體退行速度越快，隨著天體離我們遠去，譜線波長就會比靜止時發出的譜線波長要長，只要測出紅移量可以得到天體離我們的距離。