天體位置可以用以地球?yàn)橹行牡臉O坐標(biāo)系來(lái)描述，就是一個(gè)角度加上這個(gè)天體與地球間的距離。

測(cè)量天體距離有多種方法，人類(lèi)在月亮上安置了激光反射鏡，測(cè)量月亮到地球的距離。其他行星和小天體，可以根據(jù)天體力學(xué)等數(shù)據(jù)計(jì)算。太陽(yáng)系外，用視差測(cè)距法測(cè)量距離較近的恒星，稍遠(yuǎn)的可以根據(jù)亮度測(cè)量。

茫茫的宇宙空間，繁星點(diǎn)點(diǎn)，星羅棋布，從眾多的天體中快速找到所要觀測(cè)的天體是天文觀測(cè)者的關(guān)鍵。熟悉星空、認(rèn)識(shí)星區(qū)是在眾多天體中尋找被觀測(cè)天體的基礎(chǔ)。

1928年，國(guó)際天文聯(lián)合成立大會(huì)對(duì)歷史上沿用的星座進(jìn)行通盤(pán)清理，分全天為88個(gè)星座，給天空建立了新的秩序。在地球上，不同的觀測(cè)者，由于其所在的地理位置不一樣，不同緯度和經(jīng)度的人即使同時(shí)看到的星空也不會(huì)相同。

宇宙中的天體相對(duì)于地球的位置可以用以地球?yàn)橹行牡臉O坐標(biāo)系來(lái)描述，就是一個(gè)角度（天經(jīng)、天緯多少度，以標(biāo)記天體在天球上的投影位置）加上這個(gè)天體與地球間的距離。角度很容易測(cè)得——光在多數(shù)情況下直線(xiàn)傳播，所以肉眼或者觀測(cè)儀器朝著什么角度觀測(cè)到的天體，就在什么方向上。但測(cè)量天體距離的難度就相對(duì)高一些。

測(cè)量天體距離有很多種方法，其中對(duì)于太陽(yáng)系內(nèi)的天體，現(xiàn)在人類(lèi)已經(jīng)在月亮上安置了激光反射鏡，可以用一束激光來(lái)測(cè)量月亮到地球的距離。其他行星和小天體，也可以根據(jù)天體力學(xué)等數(shù)據(jù)計(jì)算出它們到地球的距離。

而太陽(yáng)系外，主要是測(cè)量恒星到我們的距離。視差測(cè)距法，是天文學(xué)家手中掌握的最精確的量天尺，但它只能測(cè)量距離較近的恒星。太遠(yuǎn)的恒星，因地球位置變化而導(dǎo)致的視差會(huì)影響測(cè)量的準(zhǔn)度，所以天文學(xué)家只能另想辦法。

對(duì)于本身一樣亮的兩點(diǎn)燭光，如果看起來(lái)一亮一暗，那我們能知道，暗的燭光距離我們一定比亮的燭光更遠(yuǎn)。同樣的道理，對(duì)于本身一樣亮的兩顆恒星來(lái)說(shuō)，暗的恒星離我們要比亮的恒星更遠(yuǎn)。問(wèn)題在于，恒星自身的亮度是千差萬(wàn)別的，我們無(wú)法知道一顆恒星看起來(lái)明亮，是因?yàn)樗鼈冸x我們較近，還是因?yàn)樗鼈儽旧砭透髁痢?/p>

天文學(xué)家可以通過(guò)一些觀測(cè)數(shù)據(jù)確定一些恒星本身的明亮程度，這樣的天體被稱(chēng)為標(biāo)準(zhǔn)燭光，造父變星就是其中的一種。造父變星是變星的一種，它的光變周期與它的光度成正比，因此，可用于測(cè)量星際和星系際的距離。天文學(xué)家根據(jù)我們看到的亮度，能測(cè)出它們及其所在星系到我們的距離。哈勃當(dāng)年就是憑借一些造父變星，測(cè)出了仙女座大星云到我們的距離，發(fā)現(xiàn)這一距離遠(yuǎn)遠(yuǎn)超出了銀河系的大小，從而確定銀河系之外還存在許多跟銀河系一樣的星系。

對(duì)于距離更遠(yuǎn)，遠(yuǎn)到看不清其中恒星的星系，造父變星也無(wú)能為力，好在哈勃還有另外一個(gè)發(fā)現(xiàn)，那就是哈勃定律。哈勃發(fā)現(xiàn)，距離我們?cè)竭h(yuǎn)的星系（這是他用造父變星測(cè)出來(lái)的），它遠(yuǎn)離我們而去的速度也就越快，而這個(gè)速度是很容易測(cè)量的——確切地說(shuō)，就是測(cè)量星系的紅移。因此，對(duì)于更遙遠(yuǎn)的星系，天文學(xué)家通常用紅移來(lái)替代距離。一般來(lái)說(shuō)，紅移越大，距離也就越遠(yuǎn)。