Escala das distancias cósmicas
A escala das distancias cósmicas refírese á sucesión de distintos métodos empregados polos astrónomos para medir as distancias aos obxectos do ceo. Algúns métodos, como o da paralaxe funcionan ben só cos obxectos próximos. Outros métodos, como o uso do desprazamento ao vermello cosmolóxico só funcionan con galaxias moi afastadas. Debido a isto existen diversos métodos, cada un coa súa validez limitada, e por iso o nome.

Medicións directas
O fondo da escala consiste nos obxectos cuxas distancias poden medirse directamente, como a lúa (vexa Reflector lunar). A mesma técnica, empregando ondas de radio, se aplica tamén para atopar as distancias aos planetas.
Para as estrelas próximas é posíbel medir a paralaxe, o que indica a distancia á estrela.

Velas estándar
As «velas estándar» ou «candelas estándar» son obxectos cuxo brillo intrínseco coñecemos de maneira segura. A magnitude aparente, que é doada de medir, indica como aparece de brillante un obxecto, non como realmente o é. Os obxectos distantes aparecen menos brillantes porque a súa luz espállase por unha área maior.
Segundo a lei do inverso do cadrado da intensidade da luz, a cantidade de luz que recibimos dun obxecto diminúe co cadrado da distancia. Segundo isto, pódese calcular a distancia a un obxecto sabendo cal é o seu brillo real (a magnitude absoluta, «M») e como de brillante nos aparece a nós na Terra (a magnitude aparente, «m»). Podemos definir o módulo da distancia como segue:
Módulo da distancia = M - m = 5 log10 d - 5
Onde «d» é a distancia medida en parsecs.
Para estes obxectos velas estándar dispomos doutra maneira de saber o seu brillo intrínseco, polo que podemos calcular a súa distancia.
Algunhas «velas estándar» frecuentemente empregadas na astronomía son:
As estrelas variábeis cefeidas: un tipo de estrela variábel periódica cuxo período de variación está relacionado coa luminosidade
As estrelas variábeis Lira RR: Outra estrela variábel periódica similar cunha relación ben coñecida entre período e luminosidade
As supernovas tipo Ia: Estas supernovas teñen unha luminosidade moi ben definida como resultado da física que as goberna e por isto serven de velas estándar.

Outros métodos
Existen moitos outros métodos. Algúns deles descansan sobre a física das estelas, como a relación entre a luminosidade e a cor de distintos tipos de estrelas (isto represéntase normalmente nun diagrama de Hertzsprung-Russel). Algúns deles funcionan cos cúmulos de estrelas, como o método do cúmulo de estrelas e o método de axuste da secuencia principal. A relación Tully-Fisher, que relaciona o brillo dunha galaxia espiral coa súa rotación, pode empregarse para atopar o módulo da distancia, dado que a rotación dunha galaxia é doada de medir empregando o desprazamento Doppler. As distancias ás galaxias afastadas pódense atopar medindo o desprazamento cara o vermello cosmolóxico, que é o desprazamento cara o vermello da luz das galaxias distantes que resulta da expansión do universo.
Para máis información, consulte Wikipedia sobre a escala das distancias cósmicas.