Для измерения расстояния до центра галактики астрономы используют различные методы, в зависимости от расстояния и объекта. 5 Некоторые из них:

• Метод тригонометрического параллакса. 13 Сначала измеряют угол между поверхностью Земли и объектом, расстояние до которого нужно определить. 3 Затем отходят от точки измерения на значительное расстояние, но так, чтобы объект не пропал из зоны видимости. 3 После этого измеряют угол между поверхностью и объектом на новой точке. 3 В результате получается равнобедренный треугольник, основание которого — расстояние между двумя точками, в которых проводили измерения. 3 Зная основание и два угла, можно найти и стороны треугольника — расстояние до объекта. 3
• Метод стандартных свечей. 3 Он основан на падении яркости звёзд с увеличением расстояния до наблюдателя. 3 Для этого используют яркость некоторых звёзд — стандартных свечей, параметры светимости которых хорошо известны из данных электромагнитных спектров. 3 Пользуясь физическими законами, можно рассчитать, на какое расстояние от наблюдателя нужно удалить объект, чтобы его яркость упала до того уровня, который видят с Земли. 3
• Метод Талли-Фишера. 5 Применяется для спиральных галактик и основывается на корреляции между светимостью галактики и скоростью вращения её диска. 5 Измеряя скорость вращения галактики, можно определить её светимость. 5 Сравнивая наблюдаемую светимость с измеренной, можно вычислить расстояние. 5
• Красное смещение и закон Хаббла. 5 Для далёких галактик расстояние определяется по их красному смещению. 5 Из-за расширения Вселенной свет от удалённых галактик смещается в красную область спектра. 5 Чем дальше галактика, тем больше её красное смещение. 5 Закон Хаббла устанавливает линейную зависимость между скоростью удаления галактики (определяемой по красному смещению) и её расстоянием. 5