Uzaklardaki yıldız ya da gezegenleri ayırt etmek için onlara Dünya'dan ışık göndermek gerekmiyor. Gökbilimciler yıldızlardan gelen ışığı inceleyerek onun uzaklığı ve niteliklerini belirliyorlar.

Yıldızların kütlesi renklerinden belirleniyor. Yıldızların kütleleriyle yüzeylerinin sıcaklığı (dolayısıyla renkleri) arasında doğrudan bir ilişki var. Örneğin Güneş'ten çok daha büyük yıldızlar muazzam kütleçekim baskısını dengeleyebilmek için merkezlerinde çok daha yoğun biçimde hidrojen yaktıkları (füzyon tepkimeleriyle birleştirdikleri) için yüzey sıcaklıkları da Güneş'inkinden çok daha yüksek oluyor. Bu sıcaklıktaki yüzeyleri de mavi görünüyor.

Bu yolla yıldızlar büyükten küçüğe (ve dolayısıyla sıcaktan soğuğa) doğru "O" ve "B" (mavi) "A" (beyaz) "F" (sarı-beyaz) "G" (sarı) "K" (turuncu cüce) ve "M" (kırmızı cüce) olmak üzere yedi ana sınıfa ayrılıyorlar. Bunlar da kendi içlerinde küçük farklılıklara göre 10 alt kategoriye ayrılıyor. Örneğin Güneş yüzey sıcaklığı 5600 derece olan G2 sınıfı bir sarı yıldız.Yıldızdan gelen ışıktaki tayf çizgileri yıldızın yüzeyinin kimyasal bileşimini bir başka deyişle yıldızı oluşturan elementlerin çeşidi ve bolluğunu gösteriyor. Büyük patlamada oluşmuş hidrojen ve helyum dışındaki öteki elementler yıldızların merkezlerindeki nükleer tepkimeler yıldız katmanlarında nötron yakalanması ya da süpernovaların şok dalgalarıyla parçacık kazanımı gibi süreçlerle ortaya çıkıyor.

Yıldızların ölümüyle uzaya saçılan bu elementler yeni yıldızları oluşturacak gaz ve toz bulutlarına karışıyor ve yeni kuşak yıldızlar giderek daha fazla oranlarda bu elementleri de içeriyorlar. Yıldızın ışığını inceleyen gökbilimciler bu elementlerin varlık ve bolluğundan yıldızın yaşı ve hangi evrim noktasında bulunduğunu bileşenlerin oranlarını hesaplayabiliyorlar.

Mesafeyi belirlemek için "standart ışık kaynakları" denen cisim ya da süreçlerden yararlanılıyor. Örneğin eğer gözlenen yıldızın içinde bulunan gökada görece yakınsa yani içindeki yıldızlar güçlü teleskoplarla teker teker gözlenebiliyorsa gökbilimciler parlaklıkları düzenli değişimler gösteren "değişken yıldızları" izleyerek gökadanın uzaklığını belirleyebiliyorlar. Çünkü bu değişkenlerin parlaklıklarındaki değişim periyodu yıldızın kütlesi (dolayısıyla sıcaklığı ve rengi) ile yakından ilişkili. Bu durumda değişim periyodundan bir yıldızın kütlesi hesaplanıyor. O kütledeki her yıldızın görünür parlaklığının aynı olması gerekir. O halde belli periyottaki bir değişken yıldızın parlaklığı ne kadar düşükse bizden o kadar uzak demektir. Uzaklığı bilinen gökadalardaki değişkenlerle karşılaştırılarak başka gökadalardaki değişkenlerin uzaklığı da bu yolla hesaplanabilir.

İçindeki yıldızlar teker teker belirlenemeyecek kadar uzak olan gökadaların mesafesiyse içlerinde meydana gelen özel bir tip süpernova patlaması sayesinde belirlenir. Tip Ia denen bu süpernova Güneş'ten çok daha büyük yıldızların yaşamını noktalayan öteki türden (Tip Ib Ic tip II) süpernovaların aksine Güneş benzeri bir yıldızın ölüm artığı olan bir "beyaz cüce" yıldız üzerinde meydana gelir. Dış katmanlarını yavaşça uzaya salmış olan yıldızın sıkışmış ve açıkta kalmış merkezinden başka birşey olmayan yaklaşık yarım Güneş kütlesinde ve Dünyamız boyutlarında beyaz cüce ikili bir yıldız sistemindeki eşinden ya da bazen yakınlarından geçen bir başka yıldızdan kütle çalmaya başlar. Üzerine yığılan bu maddeyle beyaz cüce'nin kütlesi 1.4 Güneş kütlesine yaklaşınca Tip Ia süpernovası tetiklenir ve tüm yıldız zincirleme bir nükleer tepkime ile birkaç saniye içinde yok olur. 1 milyar Güneş parlaklığındaki bu patlama milyarlarca ışıkyılı uzaklıktaki gökadalarda bile kolaylıkla saptanabilir.

Hep aynı mekanizma ve aynı kütle birikimi sonucu tetiklendiğinden Tip Ia süpernovalar aynı parlaklıkta ışık yayarlar. Bu ışığın kırmızıya kayma (uzayın genişlemesi nedeniyle bizden uzaklaşan cisimlerin ışığındaki dalga boylarının kırmızı ışık dalga boylarına doğru yer değiştirmesi) derecesinden de içinde patladığı gökadanın bizden uzaklığı hesaplanır.

Uzaklık hesaplamada kullanılan bir başka standart kaynak da kütleçekim mercekleri. Büyük gökada kümeleri karadelikler gibi güçlü kütleçekimine sahip cisimler uzay-zamanı büktüklerinden tam arkalarında bulunan ve bizim göremediğimiz bir gökadadan çıkan ışık fotonları bu bükülen dokuyu izleyerek bölünürler ve perdeleyen çekim merkezi çevresinde birden çok görüntü oluştururlar. Bu görüntülerin biçimleri ve bunlardan gelen fotonların bize ulaşmalarındaki zaman farklarından kaynağın mesafesi hesaplanabilir.

Gezegenlere gelince: Bunlar ışık yaymadıkları ve yıldızlarından yansıttıkları ışık da yıldızın kendi güçlü ışığınca perdelendiğinden günümüz teleskoplarıyla bunları belirlemek olanaksız. Ancak bunlar çevresinde döndükleri yıldızın dönme hareketi üzerindeki etkilerinden ya da önünden geçtikleri sırada izlediğimiz yıldızın ışığında meydana getirdikleri çok küçük bir azalmayla (perdeleme nedeniyle) yani dolaylı yollarla belirlenebiliyorlar. Bu etkilerden gezegenlerin kütleleri yıldıza olan uzaklıkları ve yörünge periyodları da hesaplanıyor.