可以利用三角定理计算秒差距，以地球的直径作为一个直角边，测量一天中两个正好相隔十二个小时的时刻时光射过来的角度，然后用勾股定理和正余弦定理可以算出来另一个直角边，但是地球直径太小了，很多远距离恒星两个时刻角度太小，所以也可以用一年为周期，春季秋季各测一次，(恒星太远，春秋测量误差并不会太大)以地球绕太阳轨道为直径测量秒差距，这是比较近的星体，，，，，，，远点的就用哈勃定律，星体远离的速度(利用光谱红移)和距离地球的距离成正比
测定天体由近及远主要有以下几种方法，它们使用的距离越来越远，但是精确度也越来越差。
1.雷达波法：直接向天体发射雷达波，通过雷达被反射的时间确定距离。适用于太阳系内天体。
2.三角视差法：通过地球绕太阳的公转引起的观测天体位置的变化来确定天体的距离。适用于1000光年以内天体。
3.造父变星法：通过造父变星的亮度与光度变化周期之间的关系来确定天体的距离。适用于几百万光年以内（能分辨出一个星系内的造父变星）
4.光谱光度法：利用主序星的亮度和光谱类型的关系确定距离，适用于几千万光年以内（能辨编出蓝巨星——最明亮的主序星）
5.I型超新星法：I型超新星的亮度是一个定值，通过测定它来测定天体的距离（适用于所有能有I型超新星的星系，不过比较少）
6.哈勃定律法：通过天体退行速度和距离之间的关系来确定天体的距离（所有星系）。
上面几种方法能够测定的距离越来越远，但是精确度越来越低。第一种方法可以精确到厘米级别（测定月球）；但是最后一种方法有的是有误差比数值还大，是实在没办法才用的方法。要是要根据所要测定天体的距离来选择合适的方法。
谢谢邀请。简单的说来就是根据光谱谱线的红移信息，然后计算得到的。
我们测量距离的方法有很多种，距离比较近的可以利用所谓的激光反射或者无线电反射的方式，然后稍微比较远的就可以利用三角视差法，这个方法的话可以测量距离到大约几十光年的地方。再远一些的话，就必须要使用到所谓的标准烛光法。顾名思义，就是天体的亮度不会发生变化，就好像是一个固定值。所以放在不同距离上的时候，在已知亮度和测量到流量的前提下，就可以推断出天体所在的距离了。
不过要是测量一些位于更远地方上的天体距离，就要使用到光谱，利用所谓的多普勒效应会使光子频率发生移动的效应来测量距离。原理时，当*体*向我们运动时，会使光子的频率增加，而当远离我们时，会使光子频率降低。而我们同时知道，宇宙在膨胀，距离我们越远的话，膨胀速度越快。在我们精确测量到了宇宙演化历史的情况下，我们就可以知道宇宙每一处的膨胀速度，从而可以计算出当地所造成的谱线移动，因为都是远离我们而去，所以光谱上的光子能量会降低，朝着所谓的红端移动，所以称之为红移。因为在宇宙学参数确定的情况之下，确定的红移就对应着确定的距离，这就是我们通常得到极远位置处天体距离的方法。