Los astrónomos calibran las dimensiones del espacio usando "indicadores de distancia" que son objetos celestes con una propiedad extraordinaria: que permiten deducir sus distancias. Las medidas fiables de distancias son un factor crucial para determinar un valor exacto de la velocidad de expansión del universo (llamada constante de Hubble) que se necesita para estimar el tamaño y edad del universo. (Para calcular la constante del Hubble, los astrónomos necesitan también conocer la velocidad de alejamiento de una galaxia, medida por el corrimiento espectral al rojo.)

El medir la distancia a una galaxia lejana involucra un juego complicado de pasos estrechamente unidos. Primero, se usan indicadores de distancia dentro de nuestra galaxia como un mojón para calibrar otros indicadores de distancia en galaxias cercanas, los cuales, a su vez, se usan como mojones para calibrar distancias a galaxias aún más lejanas.

El primer escalón en la "escala de distancias" puede encontrarse en nuestra Vía Láctea, en cúmulos de estrellas abiertos cercanos como las Híades o el cúmulo de la Osa Mayor. Un cúmulo abierto es un conjunto de estrellas jóvenes con un movimiento común en el espacio. Como las distancias a los cúmulos de las Híades y la Osa Mayor pueden deducirse de sus velocidades radiales (movimiento de acercamiento o alejamiento de nosotros) y de las medidas del movimiento propio de las estrellas miembros, permite a los astrónomos obtener el brillo intrínseco, o luminosidad, de diferentes tipos de estrellas en estos cúmulos abiertos.

Los astrónomos entonces miden el brillo de estrellas con propiedades similares en cúmulos abiertos más distantes, y asumiendo que estas estrellas tienen el mismo brillo intrínseco que sus similares cercanas, la distancia al cúmulo abierto se calcula comparando el brillo aparente y el brillo intrínseco de las estrellas.

Para obtener distancias a las galaxias cercanas, los astrónomos usan "indicadores de distancia primarios", que son objetos que pueden observarse dentro de nuestra Galaxia o que tienen tales características que pueden estudiarse teóricamente con modelos. Son ejemplos las estrellas variables cefeidas, novas, supernovas y estrellas RR Lyrae.

Dos indicadores de distancia primarios bien definidos, o "intensidad estándar" son las cefeidas y las estrellas RR Lyrae, más débiles. Todas tienen una variación regular en el brillo, y el periodo de esta pulsación tiene una estrecha correspondencia con el brillo intrínseco de la estrella. Así, si se conoce el periodo de la pulsación de una estrella puede deducirse su verdadero brillo, y su distancia puede ser calculada comparando su verdadero brillo con su brillo aparente.

Las cefeidas se usan a menudo como indicadores de distancia para galaxias cercanas. Estas estrellas variables son gigantes o supergigantes amarillas muy luminosas con periodos que van desde 1 a 70 días. Este tipo de estrellas están en una fase evolutiva tardía, y la pulsación se debe al equilibrio entre su gravitación que tiende a colapsarla y la presión de radiación que tiende a expandirla.

Si se encuentran cefeidas en cúmulos abiertos remotos cuyas distancias son conocidas y se comparan con cúmulos abiertos cercanos, es posible calibrar estas cefeidas con una independencia capaz de obtener una escala de medir.

En el pasado, las mejores observaciones terrestres han descubierto cefeidas en galaxias cercanas dentro de los 12 millones de años luz. Sin embargo, todas las galaxias en esta región tienen movimientos propios grandes debidos a la atracción gravitatoria de las galaxias vecinas. Para estudiar la expansión global del Universo es necesario extenderse a cefeidas en galaxias lejanas, por lo menos a 30 millones de años luz.

Hasta las recientes observaciones de cefeidas con el telescopio espacial Hubble en M100, no había ningún mojón bien calibrado para observar por encima de esta distancia. Por consiguiente, los astrónomos han estado usando otros tipos de objetos llamados "indicadores de distancia secundarios" para sondear aun más profundamente en el Universo.

Los indicadores de distancia secundarios como nebulosas planetarias, supernovas, y las estrellas más luminosas, se usan en galaxias que son tan remotas que solo pueden discernirse objetos muy prominentes. Estos indicadores secundarios se calibran en galaxias más cercanas, donde las distancias son conocidas por los indicadores de distancia primarios, antes de aplicarse a las galaxias más remotas. Las mismas galaxias pueden también usarse como indicadores de distancia secundarios; uno muy usado es el método de Tully-Fisher, que usa una correlación entre los movimientos interiores dentro de las galaxias (de las observaciones de radio de gas interestelar frío) con sus luminosidades. Otro método es la relación de Faber-Jackson que se fija en los movimientos aleatorios de estrellas en una galaxia obtenida de las medidas espectroscópicas. Estas relaciones se basan en el hecho de que una galaxia más masiva será más luminosa y girará más rápidamente que una galaxia con menos masa.