Ze względu na ekspansję Wszechświata, czyli ciagłą zmianę odleglości pomiędzy dwoma wybranymi galaktykami, lub gromadami galaktyk istnieje w kosmologii potrzeba używania różnie zdefiniowanych odleglości. Są to:
- odległość światla (ang. light travel distance):
- odległość własna (ang. proper distance), czyli odległość jaką przebywa światło od chwili wyemitowania go przez rozważany obiekt aż do chwili jego obecnej obserwacji:

,
gdzie
to czynnik skali.
- tzw. odległość ruchu własnego (ang. proper motion distance), czyli odleglość w jakiej obecnie znajduje się obserwowany obiekt:
w przypadku dodatniej krzywizny,
w przypadku ujemnej krzywizny, gdzie
jest promieniem krzywizny.
- odległość obiektu w chwili emisji obserwowanego światła:
oraz
- tzw. odległość kątowa (ang. angular diameter distance), nazywana tak ze wzdlędu na jej związek z kątowymi rozmiarami obserwowanego obiektu:

.
Niekiedy stosuje się również tzw. odległość bolometryczną D (ang. luminosity distance) zdefiniowaną wzorem:

,
gdzie S jest strumieniem promieniowania odbieranym przez obserwatora, natomiast L jest mocą promieniowania źródła.
Odległość bolometryczna ma znaczenie jedynie formalne i oznacza odległość, jaką w statycznym Wszechświecie musiałoby mieć źródło o mocy promieniowania L, aby obserwator zarejestrował wielkość S.