对于距地球在100秒差距内的恒星，周年视差法是适用的。当天体与地球距离超过这个范围时，由于地球公转造成的恒星周年视差将小得难以测量，天文学家必须采用其他方法来标定我们与这些遥远天体的距离。

当我们打开台灯时，如果希望得到更明亮的照明效果，可以调整台灯灯头，使它更接近桌面，或者把我们读写的位置挪近台灯。距离光源越近，就能得到光源越明亮的照射，这是我们的日常经验。

物理学家经过研究，发现接收到光源的辐射强度和观察者与光源的二次方成反比。对于天空中的恒星来说，我们可测量出他们在地球上观测到的亮度。如果还能通过特定的方式测定他们本身发射光线的亮度，就能根据亮度随距离衰减的关系，推算出恒星与我们的距离。

那么，如何获得恒星本身发光的亮度呢？天文学家显然无法飞到遥远的恒星附近去观察。不过，通过那些距我们相对较近、能用三角视差法测得距离的恒星，天文学家即可推算出它们本身的亮度。

在19世纪中后期，天文学家又拥有了探究恒星秘密的新法宝：光谱仪。光谱仪可将各个波长的光信号从混杂信号中分离出来，天文学家通过它了解每个天体发射的辐射在哪些波段比较强，从而获取天体的光谱信息。

通过距离已知的恒星光谱观测，人们已发现不同光谱间强度的比值和它实际亮度之间存在着一个经验关系。就像我们了解一个人身高和体形后，能大致推算出他的体重一样。科学家从这个经验关系中，可利用光谱信息推算出恒星本身大致的亮度。通过恒星本身亮度和我们观测到的亮度间的比值，来推算出遥远天体的距离。这种测距方法被称为分光视差法。

分光视差法可将我们丈量天空的距离扩展到大约10万秒差距。而距离我们更远的恒星，由于过于暗弱，即便是目前威力最强大的望远镜也难以获得它的光谱信息。因此，测量比10万秒差距更远的恒星距离，就要依靠一种特别的天体——造父变星。

18世纪的天文学家发现，夜空中有一类特别的恒星，其亮度会随着时间变化，在几天时间里经历先变亮、再变暗、最后又恢复到原来亮度的过程。天文学家称其为变星。仙王座beta星是最先被注意到的变星之一，这颗星在中国被称为“造父”。时至今日，我们已经了解到，这种变星亮度发生变化的原因，是整颗恒星处于反复收缩、膨胀的脉动状态。这个类型的变星被统称为造父变星。

上世纪初，美国哈佛天文台的一位天文学家，在观察小麦哲伦星云中的若干颗造父变星时，发现越明亮的造父变星，其亮度变化周期越短。虽然当时小麦哲伦星云的距离尚未准确测定，但同一星团中的造父变星与我们的距离基本相同。因此，明暗差异不可能是距离差异造成的，只可能来自于造父变星本身的性质差异。

经过对银河系内的造父变星作进一步研究后，天文学家终于得到了造父变星本身亮度和变化周期之间的关系，并将其称为周光关系。一旦我们在遥远的星团中发现了造父变星，根据周光关系可确定其本身亮度，再根据地球上实测的亮度，就可确定造父变星本身及星团内其他恒星与我们之间的距离。

通过造父变星这把新的量天尺，人们可丈量的距离增大到了约一千万秒差距。对于再远的天体，造父变星已经暗弱得难以观测，我们必须找到新的方式来增长我们的量天尺了。