天體位置可以用以地球為中心的極坐標系來描述，就是一個角度加上這個天體與地球間的距離。

測量天體距離有多種方法，人類在月亮上安置了激光反射鏡，測量月亮到地球的距離。其他行星和小天體，可以根據(jù)天體力學等數(shù)據(jù)計算。太陽系外，用視差測距法測量距離較近的恒星，稍遠的可以根據(jù)亮度測量。

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

1928年，國際天文聯(lián)合成立大會對歷史上沿用的星座進行通盤清理，分全天為88個星座，給天空建立了新的秩序。在地球上，不同的觀測者，由于其所在的地理位置不一樣，不同緯度和經(jīng)度的人即使同時看到的星空也不會相同。

宇宙中的天體相對于地球的位置可以用以地球為中心的極坐標系來描述，就是一個角度（天經(jīng)、天緯多少度，以標記天體在天球上的投影位置）加上這個天體與地球間的距離。角度很容易測得——光在多數(shù)情況下直線傳播，所以肉眼或者觀測儀器朝著什么角度觀測到的天體，就在什么方向上。但測量天體距離的難度就相對高一些。

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

而太陽系外，主要是測量恒星到我們的距離。視差測距法，是天文學家手中掌握的最精確的量天尺，但它只能測量距離較近的恒星。太遠的恒星，因地球位置變化而導致的視差會影響測量的準度，所以天文學家只能另想辦法。

對于本身一樣亮的兩點燭光，如果看起來一亮一暗，那我們能知道，暗的燭光距離我們一定比亮的燭光更遠。同樣的道理，對于本身一樣亮的兩顆恒星來說，暗的恒星離我們要比亮的恒星更遠。問題在于，恒星自身的亮度是千差萬別的，我們無法知道一顆恒星看起來明亮，是因為它們離我們較近，還是因為它們本身就更明亮。

天文學家可以通過一些觀測數(shù)據(jù)確定一些恒星本身的明亮程度，這樣的天體被稱為標準燭光，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，可用于測量星際和星系際的距離。天文學家根據(jù)我們看到的亮度，能測出它們及其所在星系到我們的距離。哈勃當年就是憑借一些造父變星，測出了仙女座大星云到我們的距離，發(fā)現(xiàn)這一距離遠遠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。

對于距離更遠，遠到看不清其中恒星的星系，造父變星也無能為力，好在哈勃還有另外一個發(fā)現(xiàn)，那就是哈勃定律。哈勃發(fā)現(xiàn)，距離我們越遠的星系（這是他用造父變星測出來的），它遠離我們而去的速度也就越快，而這個速度是很容易測量的——確切地說，就是測量星系的紅移。因此，對于更遙遠的星系，天文學家通常用紅移來替代距離。一般來說，紅移越大，距離也就越遠。