Trigonometrische Parallaxe: Daumen vors Gesicht, mal mit dem rechten, dann mit dem linken Auge schauen und dabei auf die Position des Daumens vor dem Hintergrund achten. Das geht auch mit zwei Beobachtungen eines Sterns im Abstand eines halben Jahres, also einen Erdbahndurchmesser voneinander entfernt. Nimmt man statt der Bahnbewegung der Erde die Bewegung des Sonnensystems, so erhält man die säkulare Parallaxe. Neuer ist die »Satellitenparallaxe«, die auf der Bewegung des Hipparcos-Satelliten basiert. Sternstromparallaxen fußen ebenfalls auf Bewegung, wobei allerdings Gruppen von Sternen mit einer jeweiligen realen Parallelbewegung verwendet werden.

Spektroskopische Parallaxen basieren auf Helligkeiten: mittels eines Spektrums und des Hertzsprung-Russel-Diagramms kann man die absolute Helligkeit (Leuchtkraft) eines Sterns ermitteln, ein Vergleich mit der scheinbaren Helligkeit ergibt dann die Entfernung. Spektraltypparallaxen sind ähnlich, es reicht aber eine grobe Bestimmung des Spektraltyps und abhängig von bestimmten Annahmen.

Innerhalb der Milchstraße kann die Bewegung eines Sterns in Verbindung mit der galaktischen Rotation weiterhelfen; die Berechnung erfolgt dann über die Oortschen Rotationsformeln.

Auch nur in der Galaxis (unsere Milchstraße, die Einzahl von Galaxien ist Galaxie) einsetzbar ist die Dunkelwolkenentfernungsbestimmung durch Sternenzählung. Die meisten Sterne einer Helligkeit haben eine typische Entfernung, eine Dunkelwolke lässt dann die Zahl der weiter entfernten Sterne weniger schnell ansteigen, als dies wegen des größeren Raumbereichs der Fall sein sollte.

Weit in den Raum reichend ist die Methode der Cepheïden. Diese veränderlichen Sterne haben eine direkte Beziehung zwischen (hoher) Leuchtkraft und Pulsationsperiode; unter Zuhilfenahme der scheinbaren Helligkeit kann man dann wieder die Entfernung bekommen. Diese Methode eignet sich auch für die Entfernungsbestimmung in anderen Galaxien.

Einige Objektarten haben nach gängiger Theorie eine bestimmte maximale oder typische Leuchtkraft (sogenannte Standardkerzen), was ebenfalls die Entfernungsberechnung grob zulässt. Beispiele sind die hellsten Sterne einer Galaxie und bestimmte Supernovae.

Ganz weit weg reicht die Dopplermethode. Durch die Ausdehnung des Weltalls entfernen sich weiter entfernte Objekte immer schneller von der Erde, was nach dem Dopplereffekt die Spektrallinien zu größeren Wellenlängen verschiebt. Durch Messung der Verschiebung kann man dann die Entfernung bestimmen. Leider haben die Methoden den Nachteil, dass sie immer ungenauer werden, je weiter sie in All reichen.