Для галактик сусідніх скупчень, таких як скупчення Діви (50—200 Мпк), відстані вимірюють за допомогою планетарних туманностей, флуктуацій яскравості галактик та розподілу світності кулястих зоряних скупчень. Для більш далеких спіральних галактик (200—1000 Мпк) використовують наднові типу Ia та Таллі—Фішера, а для далеких еліптичних галактик — співвідношення D-σ. Нарешті, до найдальших галактик (>1000 Мпк) — тих що формують великомасштабну структуру Всесвіту — єдиним методом вимірювання відстаней на сьогодні залишається закон Габбла: , де z — червоний зсув спектральних ліній, c — швидкість світла, а H0 — стала Габбла.