對于距地球在100秒差距內的恒星，周年視差法是適用的。當天體與地球距離超過這個范圍時，由于地球公轉造成的恒星周年視差將小得難以測量，天文學家必須采用其他方法來標定我們與這些遙遠天體的距離。
當我們打開臺燈時，如果希望得到更明亮的照明效果，可以調整臺燈燈頭，使它更接近桌面，或者把我們讀寫的位置挪近臺燈。距離光源越近，就能得到光源越明亮的照射，這是我們的日常經驗。
物理學家經過研究，發(fā)現接收到光源的輻射強度和觀察者與光源的二次方成反比。對于天空中的恒星來說，我們可測量出他們在地球上觀測到的亮度。如果還能通過特定的方式測定他們本身發(fā)射光線的亮度，就能根據亮度隨距離衰減的關系，推算出恒星與我們的距離。
那么，如何獲得恒星本身發(fā)光的亮度呢？天文學家顯然無法飛到遙遠的恒星附近去觀察。不過，通過那些距我們相對較近、能用三角視差法測得距離的恒星，天文學家即可推算出它們本身的亮度。
在19世紀中后期，天文學家又擁有了探究恒星秘密的新法寶：光譜儀。光譜儀可將各個波長的光信號從混雜信號中分離出來，天文學家通過它了解每個天體發(fā)射的輻射在哪些波段比較強，從而獲取天體的光譜信息。
通過距離已知的恒星光譜觀測，人們已發(fā)現不同光譜間強度的比值和它實際亮度之間存在著一個經驗關系。就像我們了解一個人身高和體形后，能大致推算出他的體重一樣?？茖W家從這個經驗關系中，可利用光譜信息推算出恒星本身大致的亮度。通過恒星本身亮度和我們觀測到的亮度間的比值，來推算出遙遠天體的距離。這種測距方法被稱為分光視差法。
分光視差法可將我們丈量天空的距離擴展到大約10萬秒差距。而距離我們更遠的恒星，由于過于暗弱，即便是目前威力最強大的望遠鏡也難以獲得它的光譜信息。因此，測量比10萬秒差距更遠的恒星距離，就要依靠一種特別的天體——造父變星。
18世紀的天文學家發(fā)現，夜空中有一類特別的恒星，其亮度會隨著時間變化，在幾天時間里經歷先變亮、再變暗、最后又恢復到原來亮度的過程。天文學家稱其為變星。仙王座beta星是最先被注意到的變星之一，這顆星在中國被稱為“造父”。時至今日，我們已經了解到，這種變星亮度發(fā)生變化的原因，是整顆恒星處于反復收縮、膨脹的脈動狀態(tài)。這個類型的變星被統(tǒng)稱為造父變星。
上世紀初，美國哈佛天文臺的一位天文學家，在觀察小麥哲倫星云中的若干顆造父變星時，發(fā)現越明亮的造父變星，其亮度變化周期越短。雖然當時小麥哲倫星云的距離尚未準確測定，但同一星團中的造父變星與我們的距離基本相同。因此，明暗差異不可能是距離差異造成的，只可能來自于造父變星本身的性質差異。
經過對銀河系內的造父變星作進一步研究后，天文學家終于得到了造父變星本身亮度和變化周期之間的關系，并將其稱為周光關系。一旦我們在遙遠的星團中發(fā)現了造父變星，根據周光關系可確定其本身亮度，再根據地球上實測的亮度，就可確定造父變星本身及星團內其他恒星與我們之間的距離。
通過造父變星這把新的量天尺，人們可丈量的距離增大到了約一千萬秒差距。對于再遠的天體，造父變星已經暗弱得難以觀測，我們必須找到新的方式來增長我們的量天尺了。