天體之間相對距離測量的標定。天文學傢測量近鄰天體距離用的是和地理學傢進行大地測繪一樣的方法，即三角視差法。如從相距很遠的兩個天文臺同時觀測月球，由於視差的緣故，月球在遙遠恒星背景上的位置是不同的。測出兩天文臺之間的距離和視差角的大小，就能用平面三角公式計算出到月球的距離。通過測量一束鐳射（或雷達波）往返月面所需的時間，可驗證三角視差測距法的正確性。將這種視差測量與行星運動的開普勒定律結合起來，可得出地球和其他行星到太陽的距離。以日日地平均距離為基線觀測近星在遠星背景上的視差角，用上述方法可得到近星與太陽系的距離。當視差為1角秒時對應的距離為1秒差距，約3.26光年。已知離太陽最近的恒星半人馬座α的視差為0.76角秒，對應距離1.3秒差距。1989年發射的依巴谷天體測量衛星以0.002角秒的精度測量瞭12萬顆恒星的位置，將三角視差測量范圍延伸到瞭數百秒差距。所有超出這一范圍的間接測距方法都要通過一系列步驟用上述直接測量法來標定。
天文學中最常用來估計天體距離的方法是標準燭光法。其原理是：光度相同光源的視亮度同距離的平方成反比。如果能從某種與距離無關的性質證認出某天體屬於光度已知的一個類型（標準燭光），就可通過測量其視亮度來決定距離。如觀測表明，一類短周期（0.05～1.2天）造父變星（光變曲線為不對稱的陡升緩降型）具有近似相同的光度（約為太陽光度的50倍），用這種標準燭光可測的距離達3兆秒差距。周期更長（2～80天）的造父變星的光度雖然並不相同，但與周期存在著確定的關系。一旦這個周光關系用已知距離的造父變星標定，就能從任何地方證認出的造父變星的光變周期，從而定出其光度，再測定其視亮度以估計距離。由於長周期造父變星光度可達太陽的1 000倍，哈勃空間望遠鏡用它能測量的距離可達30兆秒差距。Ia型超新星是最亮的標準燭光，光極大時的光度可達太陽的10億倍，且彌散較小，用它來估計距離可達數百兆秒差距。但它出現的頻率太低，對一個星系來說，平均幾十年才爆發一次。
從20世紀70年代起，發展瞭幾種用星系整體的性質來測量其距離的方法。如觀測表明，對於旋渦星系，近紅外H波段的光度約與中性氫21厘米譜線寬度的4次方成正比，稱為塔利–費希爾關系。對於橢圓星系，光度與中心彌散速度存在類似的冪指數關聯，稱為費伯–傑克遜關系。這類方法的統計誤差在10％左右。盡管存在定標的系統誤差問題，對於多數找不到造父變星或超新星的遙遠星系，仍然是估計距離的有效方法。
上述不同類型的標準燭光有各自的適用范圍，由近及遠形成一個宇宙距離階梯。相鄰的階梯由彼此交叉的適用范圍相聯，實現瞭從直接測量到相對測量的逐級標定。由於誤差傳遞具有積累性質，前級的統計誤差和標定誤差會累積到後級的距離測量中去，使得宇宙學距離的測量精度長期以來徘徊在20％～30％之間。哈勃空間望遠鏡的一個主要成就，就是把宇宙距離的標定精度提高到10％以內。