La mesure des distances est un problème central et non trivial en astrophysique. Le topologue dispose de la triangulation pour reproduire l'agencement du terrain, à condition de pouvoir accéder à des promontaires servant de balise. L'astronome n'a pas cette possibilité. Il mesure en premier lieu les distances par rapport à la terre, qui fut un temps placée au centre de l'univers. On sait aujourd'hui mesurer directement la distance des planètes par rapport au soleil, ou celle du soleil par rapport au centre de notre galaxie : la Voie Lactée, du nom que lui ont donné les bergers de l'antiquité
Mêmes les distances intergalactiques sont bien contraintes par un seul
paramètre d'expansion : la constante de Hubble H
, égale à la vitesse
d'expansion apparente de l'univers, exprimée en km/s/Mpc.
Dans le cadre d'un univers en expansion, la mesure de la vitesse
de recession v d'une galaxie, aux vitesses d'interactions galactique locales
près, permet de déduire la distance d de cette galaxie.
Au premier ordre, d=v/H
.
La courbure de l'espace ne peut pas pour autant être mesurée directement
en comparant à 
la somme des angles d'un triangle cosmique (dont le
côté serait comparable au rayon de courbure de la trame de l'espace).
La valeur du paramètre H
a été réduite au dixième depuis sa
découverte par Edwin Hubble en 1929
(rendant les distances dix fois plus importantes, et l'âge de l'univers dix
fois plus grand), passant de 500 km/s/Mpc à 70 km/s/Mpc selon les
dernières mesures.
il, et sera
relié à la luminosité physique avec la constatation qu'un écart de 5
magnitudes correspond à un rapport de flux de 100.
En prenant l'étoile boréale la plus brillante, Véga, comme référence
de magnitude nulle, on exprime la magnitude M d'une étoile quelconque par
M = -2.5 
( F / F
), où F
est le flux de Véga, et F le flux de
l'étoile considérée.
Hors de notre proche environnement, les mesures directes de distances sont rares. Les géomètres grecs surent calculer le diamètre de la terre géométriquement, avec une précision de quelques pour cent, ainsi que la distance Terre-Lune à 50%.
La méthode de la parallaxe1.3s'applique à l'astronomie, mais il faut s'armer de
patience et de très fins instruments, pour observer comment le changement de
perspective opéré par la Terre dans sa course autour du soleil modifie la
position apparente des étoiles proches par rapport aux galaxies lointaines.
Il faut compter avec le mouvement propre des étoiles,
et avec l'exigence en précision qui croît comme la distance :
Le parsec (pc.) se définit comme la distance depuis laquelle l'orbite
terrestre est vue sous un demi-angle 
de une seconde d'arc
(1''=1/3600 deg.).
Réciproquement, au cours d'une année, une étoile distante de 1 pc.
semble parcourir une ellipse de grand axe 1'' depuis les montagnes
terrestres, par rapport aux galaxies distantes.
C'est une mesure directe qui dépend de la précision avec laquelle est connue
la distance Terre-Soleil, et surtout de la précision de la mesure de la
parallaxe
.
On dénombre dix étoiles à moins de 10 pc. (des dizaines de planètes
et d'innombrables comètes de toutes tailles et couleurs), et mille à moins
de 100 pc., dans notre quartier de galaxie.
Depuis le sol, la mesure d'angles inférieurs à la seconde d'arc est loin
d'être simple, et la mesure précise des distances des étoiles du
quartier dut attendre le satellite Hipparcos pour être faite
systématiquement.
Il faudrait attendre 100 millions d'années, le temps d'un tour de Voie Lactée, pour utiliser la parallaxe à la mesure de distances intergalactiques.
Une méthode souvent applicable repose sur l'utilisation du diagramme
couleur-magnitude d'un groupe d'étoiles situées à la même distance
(amas ouvert ou globulaire).
Ce diagramme traçe la luminosité des étoiles (la magnitude) en
fonction de leur température (qui leur donne leur couleur : rouge à
2000
K et bleue à 20000
K), et est connu
sous le nom de diagramme de Hertzprung-Russel, ou diagramme HR.
Les étoiles, en fonction de leur masse et de leur stade d'évolution,
se positionnent dans ce diagramme à des positions précises.
Les étoiles peu évoluées brûlant encore leur Hydrogène forment
la séquence principale, d'autant plus bleues et lumineuse qu'elles
sont massives.
La calibration de ce diagramme consiste à le tracer en fonction de la
luminosité intrinsèque des étoiles (il faut donc disposer d'une mesure
de distance des étoiles utilisées comme calibrateurs).
Ensuite, pour estimer la distance d'un amas d'étoiles quelconque, on
construit son diagramme HR avec les luminosités observées, on
identifie la séquence principale, et le nombre de magnitudes d'écart
entre la position de la séquence principale observée et celle calibrée.
Cet écart, le module de distance, est directement relié à la distance
de l'amas : plus il est lointain, plus les étoiles paraissent faibles et
ont une magnitude élevée.
Il faut cependant être capable de résoudre individuellement les étoiles
pour appliquer cette méthode.
Edwin Hubble utilisait une autre méthode indirecte pour calculer la
distance des galaxies lointaines, basée sur une relation, alors empirique,
entre la luminosité et la période de pulsation des étoiles de type
Céphéide.
Les Céphéides sont des supergéantes jaunes, 4 à 15 fois plus massives que le
soleil, mille à dix mille fois plus lumineuses, au sein desquelles un
déséquilibre auto-entretenu entre la pression de radiation et la gravité
fait varier périodiquement la température de surface, donc la luminosité.
L'observation de Céphéides dans les nuages de Magellan par Henrietta Leawitt
en 1912 lui permit de découvrir la relation liant leur période de pulsation
et leur luminosité.
La mesure de la distance de Céphéides proches par Harlow Shapley en 1916
permit de calibrer la relation période-luminosité (P-L) des Céphéides,
qui devinrent un indicateur de distance de choix, permettant la mesure de
distances interstellaires, voir intergalactiques (moyennant un gros télescope).
L'utilisation de cet indicateur de distance sur des étoiles variables observées dans d'autres galaxies avec le nouveau télescope de 2.5m du mont Wilson (Californie) en 1919 mena E. Hubble à surestimer l'expansion cosmique d'un facteur 7. En effet, il apparut par la suite que la relation période-luminosité des Céphéides dépend de la métallicité de l'étoile. Or, les Céphéides des nuages de Magellan qui ont servi à calibrer la relation P-L sont de faible métallicité (étoiles de type II), alors que celles ayant été observées dans les galaxies lointaines par E. Hubble étaient de métallicité plus grande (étoiles de type I), et intrinsèquement plus lumineuses. En conséquence, la relation P-L était appliquée abusivement, et les distances calculées par E. Hubble étaient sous-estimées d'un facteur 2. La prise en compte de l'extinction par le milieu interstellaire dans la calibration de la relation P-L augmentera encore les distance galactiques.
Cet exemple historique souligne la difficile construction de l'échelle des distances en astronomie. Malgré la forte imprécision de ces mesures de distance de galaxies, l'ordre de grandeur trouvé fut un argument de poids pour placer ces nébuleuses, de nature alors inconnue, hors de notre Voie Lactée, et pour comprendre qu'elles étaient en fait d'autres univers-îles, similaires au notre.
Les barreaux de l'echelle des distances sont généralement calibrés en utilisant les précédents. Les imprécisions propres à chaque barreau se cumulent donc de proche en proche, menant à des estimateurs de distance d'autant moins précis qu'ils s'appliquent à des objets plus lointains. Les premiers barreaux sont régulièrement reconstruits sur des bases plus saines, issues de mesures plus précises (telle la mesure de parallaxe par le satellite Hippoarcos). À chaque correction d'un barreau, les barreaux suivants en sont modifiés, ainsi que toutes les estimations de distance qui en dépendent.
Actuellement, les supernovæ de type Ia ont surclassé les Céphéides comme indicateur de distance, du fait de leur luminosité bien plus élevée, permettant de les observer à des distances plus grandes. La précision des mesures de distance basées sur ces deux types de chandelles standard dépendent de trois facteurs principaux : la qualité de la calibration de la luminosité intrinsèque des sources, l'uniformité de la famille, et la pureté avec laquelle on peut identifier un objet de la famille parmi d'autres non standardisable.