距离是人类认识客观事物的基础，我们描述距离的方法是选用一种长度单位加上计数。比如，1.2米以上的孩子要买票，世界第二高塔广州塔约为600米高。描述距离的关键，是要找到基本长度单位——米。
人类在寻找并逐步确定这个基本长度单位有个漫长的过程。
用某些自然长度作为度量最为可靠，这是人类的共识。18世纪末，米作为单位曾被定义为地球半径的四千万分之一。显而易见，这个定义极不方便，又不准确。后来又约定：一米的定义是保持在法国一个特殊实验室的一根棒上两条刻线之间的距离。不久，又认识到这个定义极不稳定，又不普遍。近年来，还采用过一个新的定义，选定一种元素的光谱线，把其波长倍数作为长度单位。到了20世纪80年代，人类对光速的测定非常精确后，国际度量衡大会重新制定了米的定义：“光在真空中行进1/299 792 458秒的距离”为一标准米。
目前，米的定义仍然采用光在真空中行进距离这个方法。
有了基本长度单位后，我们就可以测量距离了。
但距离并不总是为用米尺量得的结果，看下面的例子。（下文中 符号^表示次方，如10^（-2）表示10的-2次方）
首先是测量短的距离。
当测量较小的事物时要把距离细分，把一米划分为一千个相等的间隔没有困难。利用显微镜，我们还能够把一毫米分为一千等分，构成微米这样一个尺度，这样稍有困难。但要继续分成更小的尺度就很困难了，因为人类看不见一个比可见光5×10^(-7)米还要小的物体。
然而科普书籍中常提到，典型原子大小约为10^(-10)米，而原子核大小为10^(-15)米【10^(-15)米称为费米】，科学家又是怎么知道原子核的大小的呢？原子与其中的核相差10^(5)倍，如果把原子放大到地球那么大，原子核仅有一个体育场那么大。原来科学家采用一种叫表面积法来测量。因为原子核近似球形，只要知道表面积，就能知道半径。使一束高能粒子通过某种材料的一块薄板，薄到原子都在一个平面上，并且知道薄板中原子总数与薄板面积。高能粒子通常会穿过薄薄的电子云，只有当碰上了质量集中的原子核时，才会被阻止或者偏转。求出没有通过薄板的粒子与射向薄板粒子总数之比，正好等于原子核覆盖面积与薄板面积的之比。然后根据面积公式可以得出原子核的半径。
然后是测量长的距离。
一把米尺明显无法测量月亮与我们的距离，那如何测量较长的距离呢？科学家采用三角法。安放在地球上两个不同地点的两个望远镜，精确对准月亮上的某点，会得到两个角度，用这种方法我们求得月球离我们有4×10^(8)米远。另外我们知道光传播的速度，在发射无线电波并测得电波返回的时间，我们就能从时间来推测距离。当然利用速度与时间的乘积是距离测量的另一种定义。
我们如何测量一个更遥远的恒星的距离呢？还可以利用三角法，因为地球绕太阳公转，而这种转动就位测量太阳系外的恒星距离提供了一条基线。假如我们在夏天和冬天用望远镜对准一颗恒星，那么我们可以期望足够精确的测出两个角度，从而测出地球到恒星的距离。
如果恒星离得太远不能用三角法怎么办呢？天文学家总是在发明测量距离的新方法。例如，他们发现可以从恒星的颜色估计大小和亮度，并且发现大多数情况下恒星颜色和内在亮度之间存在一个平滑的关系：表观亮度随距离的平方而减小。对许多球状星团研究后，我们知道到知道银河系中心的距离大约10^(20)米。所有银河系大小相近，利用银河系的直径，再利用在天空的张角，就知道了到河外星系的距离。目前，这样的一些银河系大约处在地球到我们宇宙的界限一半的地方，约有10^(26)米。
