宇宙距离尺度
直接测量
在阶梯的最底部是最基本的距离测量法，这些距离法没有任何物理上关于物质本性的假设，是直接测量出距离。精确测量恒星位置的是天体测量学的一部分。
天文单位
直接测量距离的基础是天文单位，这是地球和太阳之间的距离。开普勒定律提供了绕太阳公转的天体轨道大小精确比值，但没有提供对系统整体尺度测量的数值。雷达用来测量地球和第二颗行星金星在轨道之间的距离。从这样的测量和两个轨道尺寸的比值，计算出地球轨道的大小。地球轨道是已知绝对精度达到数米，和相对精度达到1×10−11的数值。
历史上，观测金星凌日对确定天文单位至关重要；在20世纪前半段，[[观测小行星也很重要。目前，地球轨道的高精度测量是使用雷达测量金星和其他接近的行星和小行星，还有追踪在轨道上环绕太阳和在太阳系的行星际空间运行的太空船。。
视差
来自三角学的视差是测量距离最重要的基础。当地球绕着太阳公转时，邻近恒星的位置相对于更遥远的背景天体会有些微的变化。这种变化可以转换成一个等腰三角形，2天文单位（地球绕太阳轨道相对两极端点之间的距离）是三角形短边的基线，三角形的长边则是地球到该恒星的距离。这个改变量非常的小，测量出1角秒变化的距离是1秒差距，相当于3.26光年。随着天体距离的增加，测量得到的角度变化值就越小，而这个值的倒数就是秒差距的值。天文学家通常以秒差距来表示天体的距离；在一般的场合与大众化的媒体上，都将秒差距转换成光年来表示距离。
由于距离越远视差的值越小，所以只适用于测量邻近地球的恒星。这些恒星必须要足够近，并且经过多次的测量，得到的值才有足够的精确性。视差测量只能达到毫弧秒的精确度。在1990年代，例如依巴谷卫星任务，获得超过10万颗恒星的视差，精度约1毫弧秒，提供有用的恒星距离为数秒差距到数百秒差距。现在，哈伯太空望远镜的第三代广域照相机（WFC3）有可能提供20到40微弧秒的精确度，从而使少数恒星的可靠距离测量达到5,000秒差距（16,000光年）。在2018年，来自盖亚任务发布的第二批资料，提供了大多数视星等比15等更亮恒星，达到同样精确度的距离
恒星相对于太阳的运动导致自行（横向跨越天空）和径向速度（朝向或远离太阳的运动）。前者可以通过绘制恒星在许多年中的位置变化来确定，后者则测量沿视线运动引起的恒星光谱多普勒位移得到确认。对有着相同光谱类型与相似星等范围的一群恒星，可以从相对于自行与迳向速度的统计分析得到平均视差。 统计视差这种方法，对于距离超过50秒差距的亮星和包括造父变星和天琴座RR型变星等巨大变星，都非常有用。
太阳在空间中的运动提供了一条更长的基线，可以增加视差测量的准确性，称为长期视差。对于银河盘面中的恒星，这相当于每年平均4天文单位的基线，对银晕中的恒星是每年40天文单位。经过数十年，这个基线测量的视差数量极可以高于用传统的地球-太阳距离基线测量的视差。不过，因为其它恒星的相对速度是一个未知的不确定值，长期视差也引入了较高的不确定性。当应用在多恒星的样本时可以减少不确定性，因为精确度正比于样本数量大小的平方根
移动星团视差法是在邻近的星团中，以单独一颗恒星的运动可以用来发现星团距离的一种技术。只有疏散星团的距离近到可以使用这种方法。特别是已经精确测量出距离的毕宿星团，在历史上是距离阶梯中重要的一步。
在特殊的情况下，可以对个别的其它天体进行基本的距离估计。如果一个扩张中的气体云，像是超新星残骸或行星状星云，在观察一段时间之后，可以根据扩张视差估计其距离。但是这样的测量会因为来自球形不确定的变形而有其不确定的误差。联星，若暨是视联星也是光谱联星，也可以通过类似的方法估计它们的距离，并且没有前述几何学上的不确定性。这些方法的共同特性是在测量上结合了角运动与绝对速度（通常是通过观察多普勒效应）。距离的估计取决于能否在其绝对速度下显示出观察到的角运动。
特别的是膨胀视差可以给出非常遥远天体的基本距离估计，因为超新星的喷发物有着很大的扩张速度和尺寸（相较于恒星）。此外，可以用电波干涉仪可以测量非常小的角运动。结合这些，可以经由对超新星的测量，做为估计其它星系距离的基础测量。虽然有价值，但却非常罕见。所以它们经常是做为距离阶梯上重要的验证工具，而不是测量距离本身的主要工具。
标准烛光
几乎所有用来做为确凿距离指示的天体，都属于具有已知亮度的一类。通过将已知的光度与观察所得天体的亮度进行比较，可以使用平方反比定律计算出天体的距离。这些已知亮度的天体被称为"标准蜡光" 。.