レーダー・レーザー法

　月、太陽系の惑星などの場合は、レーザー光を天体に当て、反射するレーザーの往復の時間を計ることで、正確に距離を測定することができます。火星までの距離なら、誤差は数メートルのようです。
　近くの山のやまびこは早く聞こえるが、遠くの山は、時間がかかるのと同じです。

年周視差法（三角視差法）

視線速度法

　プレアデス星団など散開星団の各々の星は、同時期に生まれ、一塊で、集団として、平行運動しているために、見かけ上、天球上のある一点に収束することになります。2本のレールが遠くで一点に集まることや、流星群が同一の放射点をもつのと同様の理由です。
　このことを利用して、散開星団の距離の測定には、収束点の位置と星の固有運動の視線速度から、下図に示すVt（星の視線方向と垂直方向の速度）を求め、さらに、固有運動による天球上の位置のズレ（図のμ）を観測することで、距離Dを求めます。
　具体的には、下記のとおりです。


　星団の中心と収束点の角度（図のθ）は、太陽から見た星団の星の方向と運動方向がなす角度と同じです。星団の星の固有運動（V）は、視線方向（Vr）と垂直方向（Vt）に分けることができます。星が一定期間（例えば１年間）にＳ1からＳ2に移動した場合、tanθ=Vｔ/Vr になります。
　ここで、Vt＝D（天体までの距離）×μ（天球上の移動角度）となるので、
D=tanθ×Vr/μと表すことができます。
単位として、Vrをｋｍ/ｓ、μを秒/年、距離をパーセクとすると、
D（天体の距離）＝Ｖｒ・ｔａｎθ/4.74μ　となります。
　右辺のVr（視線方向の速度）は、スペクトル線のズレを測定すれば、ドップラー効果から分かります。
このように、ｔａｎθ(星団の収束点の位置)、Ｖｒ(星の視線速度）、μ（天球上の移動角度）を調べることで、距離を求めることが出来ます。
　この方法では、天球上の移動角度観測精度の限界から、200パーセク程度以内の星団の距離の測定に用いられます。
　近くに見える飛行機は、すぐに視界から消えるが、遠い飛行機は、なかなか視界から消えず、また、同じ距離にあったら、速度の速いものほど早く視界から消え、速度の遅い場合は、視界から消えないことのようです。

分光視差法

　上記2の直接的な方法で測定できるのは、比較的太陽に近い恒星に限られており、さらに遠い恒星の測定では、見かけの明るさから、天体の距離を算出する間接的な方法を用いることになります。すなわち、同じ光度の星では、見かけの明るさが距離二乗に反比例することを利用しています。天体（星）の絶対等級が分かれば、距離は、実視等級から、求められるというわけである。

　この関係は、ＬｏｇＤ=1＋（ｍ−M）/5　です。

　D：距離（パーセク）、　ｍ：実視等級、　M：絶対等級

　このように、絶対等級が分かればれば、距離が算出されます。この絶対等級については、星のスペクトルを調べることになります。
　太陽のように、標準的な主系列星の場合は、天文関係では有名な、H・R図で示されているように、恒星のスペクトルと絶対等級との間で、密接な関係がありjますので、星のスペクトルが分れば、絶対等級が推定できることになります。また、主系列星以外の恒星でも、特定の元素のスぺクトルを調べれは、絶対等級が推定できます。

遠い銀河では、セファイド型変光星を含め、個々の恒星を分解して、観測できないので、銀河そのものの光度が指標となります。
　銀河の中で、渦巻き銀河の場合は、デイスク形状になっており、一方は、地球に近づき、他方は、遠ざかっています。したがって、このディスクの回転速度は、銀河が発する電波のドップラー効果を調べることで、容易に測定できます。このディスク（銀河）の回転速度は、銀河の絶対的な明るさと相関関係があることが分りました。速度が早い銀河ほど、明るくなっています。したがって、銀河の速度から絶対的な光度と見かけの光度を測定し、距離の既知の銀河の絶対光度、見かけの光度との係数を用い、銀河の距離が求められます。

超新星を用いる方法

　銀河の中には、超新星といわれる、ある種の星が最後に爆発した時に見られる現象があります。この超新星は、銀河と変わらないほどの明るさを持っているものがあり、十分に観測できます。この超新星には、�T型（太陽の質量の4〜8倍）と�U型（太陽の質量の8倍以上）があり、�T型は、その極大時の絶対等級は、−19.5程度であることが分っています（チャンドラセカールの限界質量という物理の法則があり、爆発時の質量が限界値に近く、明るさも一定になります）。
絶対等級がわかっていますので、見かけの等級(ｍ)を観測すれば、距離が算出されることになります。距離（Ｄ）は、以下の式から算出されます。

　　　Ｍ＝ｍ＋5−5LogＤ　　ここでＭ＝-19.5