Il primo e più importante è quello della parallasse che si riferisce alla misurazione dell'angolo coperto dal movimento della stella rispetto a due posizioni della Terra lungo la sua orbita. Per capire meglio questo metodo basta mettere un dito a pochi centimetri dagli occhi e chiudere prima un occhio, osservare la posizione del dito rispetto allo sfondo e poi fare altrettanto chiudendo l'altro occhio. Il dito sembrerà essersi mosso in relazione allo sfondo. E tanto più il dito sarà vicino agli occhi, tanto più ampio sembrerà lo spostamento.
Astronomicamente parlando, ad ogni occhio corrisponde la posizione della Terra in punti opposti nella sua orbita intorno al Sole, al dito invece corrisponde la stella di cui si vuole misurare la distanza. Conoscendo il diametro dell'orbita terrestre e misurando l'angolo (detto di parallasse) corrispondente allo spostamento apparente della stella, con un semplice calcolo trigonometrico è possibile calcolare la distanza dalla Terra dell'astro.
L'astronomo e matematico prussiano F. Bessel riuscì per primo nel 1839 a misurare e quindi a calcolare la parallasse di una stella (in realtà una doppia): 61 Cygni, scelta tra le tante del cielo a causa del grande moto proprio di 5,2'' d'arco che la facevano ritenere assai vicina a noi e quindi con una parallasse misurabile con gli strumenti del tempo. Ma quando una stella è troppo lontana da noi per poterne apprezzare lo spostamento il metodo della parallasse diventa insufficiente allora, gli astronomi utilizzano altri due parametri che caratterizzano una stella: la temperatura e la luminosità (tralasciamo per brevità il metodo riferito allo studio del moto degli ammassi).
Tanto più una stella è calda tanto più è luminosa, per cui se una stella molto calda (e la misura della temperatura delle stelle è molto semplice) è poco luminosa significa che è molto lontana. C'è quindi un rapporto tra la luminosità apparente di una stella, la sua temperatura e la sua distanza. Una volta stabilito grazie al metodo della parallasse come si sviluppa questo rapporto per le stelle più vicine, è possibile stabilire la luminosità assoluta delle stelle più lontane e dall'osservazione della magnitudine apparente è possibile stabilire la distanza della stella.
Quando si guarda oltre la distanza di circa 150 milioni di anni luce o fuori dalla nostra galassia si utilizzano allora le variabili cefeidi. Poiché le stelle di ogni singola galassia vicina si possono ritenere tutte alla stessa distanza da noi, le differenze di luminosità delle stelle variabili (e non solo) sono riconducibili con una certa approssimazione alle effettive differenze di magnitudine delle stelle stesse.
Grazie alla relazione periodo-luminosità è possibile calcolare la magnitudine assoluta di una stella, confrontandola poi con la magnitudine apparente osservata si determina la distanza.