地球が太陽の周りを公転しているため、夏と冬とでは同じ星でも見える方向に 角度差を生じる。これを年周視差と呼ぶ。この年周視差を測ることによって、 原理としては三角測量と全く同じ方法で星までの距離を求めることが出来る。 この方法は単に幾何学的に距離を求める、もっとも信頼できる直接的な距離測 定法である。 しかし、遠いものほど年周視差が小さくなるため測定が難しくなり、 だいたい約100光年(300パーセク)以内の星にしか適用できない。

よく天文関係で距離の単位に使われているパーセク(pc)は、視差を基準に決め られている。太陽と地球の平均距離(1 天文単位)だけ離れた2点から見た視差 が1秒となる距離が 1 pc (3 × 1018 cm, 約3光年) である。

同じ明るさの(絶対光度＝単位時間に放射するエネルギーが同じ)星でも、距離 が遠くなると見かけの明るさは暗くなる。星の見かけの明るさは星までの距離 の3乗に反比例するため、その星までの距離が分かっていれば、星の見かけの 明るさから星の絶対光度を求める事ができる。 また、その逆に星の絶対光度を知っていれば、見かけの明るさを測ることで距 離を求めることが出来る。

しかし、観測できるのは見かけの明るさで、絶対光度は距離が分からなければ 求められない。そこで距離を決める前に先ず最初に星の絶対光度を知る事が必 要となる。そこで、先に述べた年周視差が役にたつ。年周視差で距離を測るこ とのできる星があれば、その見かけの明るさから絶対光度を求めることができ る。

太陽などの仲間である主系列星には、その星の色が分かるとその星の絶対光度 (単位時間あたりの放射エネルギー)が決まるという、非常によい経験則が知ら れている(H-R図というものを調べて見よう)。 この経験則を使うと、見かけの明るさと星の色から求められる絶対光度を 比較することによって距離を求める事ができる。 この方法で測ることのできる距離はだいたい3000光年以内である。しかし、星 の光が星間空間で吸収を受ける事によって(そして、光の波長によって吸収さ れる量が異なるために)、見かけの星の色が実際の色から変わってしまうとい う問題があるため、現在はあまり広く使われていない(太陽が地平線近くにあ る時と高いところにある時とでは太陽の色が違って見えるのと同じである)。

変光星には、明るさと明るさの変化の周期の間に関係があるものが存在する。 そのなかでも最も有名なものが、セファイド型変光星である。このセファイド 型変光星は正確な周期で明るさが変化し、その周期が長いものほど明るいとい う性質(光度--周期関係)を持っている。従って、遠い銀河の中にあるセファイ ド型変光星を見つけることが出来れば、その変光周期から絶対光度をもとめ、 見かけの明るさと比較することで、その銀河までの距離が測定できる。

%実はセファイド型変光星には同じ周期でも絶対光度が大きいものと小さいもの %の2種類のタイプがある。ハッブルが最初にハッブル定数を求めた時に利用し %た周期--光度関係は暗いセファイドから得られたものであったが、観測したセ %ファイドは明るいセファイドだった。この食い違いがハッブルが求めた、あの %526 km/sec/Mpc というべらぼうに大きな値を生んだ最も大きな原因であった。
最近はハッブル宇宙望遠鏡の登場で遠方にある銀河のセファイド変光星が観測 できるようになり、乙女座銀河団などにある銀河までの距離が正確に測られる ようになった。現在のところ、ハッブル宇宙望遠鏡によるセファイドの観測か ら得られたハッブル定数の値は、約 71 km/sec/Mpc である。 しかし、この方法も、変光星を識別できる距離に観測的な限界があり、その限 界はだいたい600万光年である。