Визначення відстаней до тіл Сонячної системи засноване на вимірі їх горизонтальних паралаксів, розглянутих у § 31. Відстані до зірок визначаються за їх річним паралактичним зміщенням, яке обумовлено переміщенням спостерігача (разом із Землею) по земній орбіті (рис. 41).
Відстань до планет Сонячної системи можна визначити за третім законом Кеплера, якщо відомі їх періоди звернень та одне із значень півосі орбіти. Збережена копія
Так, відстані між планетами вимірюються за допомогою радіолокації. Міжзоряні відстані до 100 парсеків раніше вимірювали за допомогою тригонометричних паралаксів (HIPPARCOS відсунув цей кордон до 1000 парсеків). Аж до відстаней мільйон парсеків (1 мпк) використовується метод цефеїд.
Для визначення відстаней до найближчих еліптичних галактик використовуються світності змінних зірок типу RR Ліри. Нагадаємо також про використання функції інтегральної світності кульових скупчень для визначення відстаней до галактик, про яке йшлося в лекції про кульові скупчення.