宇宙很大， 河外星系很遠， 我們很難精確測出其他星系與銀河系的距離。 測量距離越遠的星系， 誤差也會越大。 盡管如此， 大致上的星系距離我們還是測得的出來。
（1）造父變星法
在20世紀20年代， 哈勃最早利用這種方法測出了仙女座星系的距離， 并首次發現了河外星系的存在。 就像太陽一樣， 造父變星也是恒星， 但它們的視亮度會隨著時間而發生周期性變低和變高， 并且這個變化周期與它們的實際亮度直接相關——光變周期越長， 它們的實際亮度越高。 在使用這種方法進行測距之前， 需要使用三角測距法或者主序星擬合法對此進行標定，
（2）Ia型超新星法
Ia型超新星都是源自白矮星的吸積作用達到錢德拉塞卡極限而爆炸形成的超新星， 所以無論哪個星系中出現這種超新星， 它們的實際亮度是一樣的。 同樣地， Ia型超新星法也需利用其它方法進行標定。 不過， 這種類型的超新星通常十分稀少， 不能指望每個星系中都有出現這樣的超新星。
（3）宇宙紅移法
根據哈勃定律， 星系離開我們的速度與它們和銀河系之間的距離成正比， 比例常數被稱為哈勃常數。 由于哈勃常數可以被擬合出來， 所以只要知道星系的退行速度，
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