ขอตอบยาวหน่อยนะครับ

วิธีที่นักดาราศาสตร์ใช้วัดระยะดาวฤกษ์  และวัตถุอวกาศอื่น ๆ จะมี 4 วิธี  รายละเอียดตามนี้

1. Trigonometric parallax
หากดาวดวงนั้นอยู่ไม่ไกลมากนัก  คือไม่เกิน 500 ปีแสง  
จะใช้วิธี  Trigonometric parallax ครับ
โดยเราจะใช้  ตำแหน่งโคจรของโลก ทั้ง 2 ฟากดวงอาทิตย์
ซึ่งมีตำแหน่งห่างกันประมาณ 310 ล้านกิโลเมตร
เป็นจุดกำหนดสำหรับการใส่ลงไปในสามเหลี่ยมตรีโกณมิติ
และคำนวณระยะของดาวที่ต้องการหาได้ครับ


อีกรูปแบบหนึ่งของ Parallax ที่จะดูง่ายกว่ามาก


2. Spectroscopic Parallax
หากระยะทางของดาวไกลกว่านั้น  ก็จะใช้วิธีที่เรียกว่า Spectroscopic Parallax
โดยการวิเคราะห์แสงจากดาวดวงนั้น  เรียกว่ากระบวนการ photometry  
ตาม Diagram ในภาพล่างนี้ครับ  หลักการสำคัญของวิธีนี้  ก็คือจะต้อง
หาค่าความสว่าง 2 อย่างให้ได้  แล้วนำมาเข้าสูตร
ซึ่งการจะหาค่าของ Appearent magnitude นั้นไม่ยาก
เพราะกล้องโทรทรรศน์จะแสดงค่าได้อยู่แล้ว
แต่ค่าความสว่างสัมบูรณ์ (Absolute magnitude) นี่สิ  ที่จะต้องมีขั้นตอนหน่อยนึง


ในวิธีนี้  จะมีแผนภาพหนึ่งที่มีความสำคัญมาก ๆ ในการใช้หาค่า Absolute magnitude
แผนภาพนี้ชื่อว่า Hertzsprung-Russelll diagram (HR Diagram)  ภาพล่างนี้คือ HR diagram
ที่แสดงรายละเอียดครบ  ส่วนสำคัญก็คือ Spectral Class ของดาว (ด้านบนสุด)
และตรงกลางของ diagram ก็คือการ plotting ดาวจำนวนมากกว่า 22,000 ดวง
ซึ่งเป็นการ plot ความสัมพันธ์ระหว่าง ความสว่าง และ Spectral ของดาวฤกษ์ครับ
ในการเทียบกา absolute magnitude ของวิธีนี้  เราก็จะต้องทราบ spectral class ของดาว
และ Luminustry class (ที่เป็นเลขโรมัน)  เรากจะสามารถลากกราฟไปหาค่า absolute magnitude ได้

Spectral class ของดาว  จะมี format การเขียน
ตามมาตรฐานของ Morgan–Keenan (MK) system  ดังนี้ ....
1. ตัวอักษร Spectal
2. เลข sub spectral แสดงความสว่าง (0 - 9)
3. เลขโรมัน  แสดง luminosity class
เช่น  ดวงอาทิตย์ของเรา คือ G2V  (ดาว class G2  ที่อยู่ในแถบลำดับหลัก Vเลขโรมัน)


3. Variable Star
หากเป็นการหาระยะของวัตถุอวกาศที่มีระยะไกลมาก  
นักดาราศาสตร์ใช้วิธีคำนวณระยะจากการวัดความสว่างของ
Cepheid variable stars (ดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิด)  
และ  ดาวแปรแสงแบบอาร์อาร์ไลแร (RR Lyrae)
ซึ่งดาวฤกษ์ทั้ง 2 ชนิดนี้  มีคาบการแปรแสงคงที่มาก  
ทำให้เราสามารถนำเอา absolute luminosity (ค่าส่องสว่างสัมบูรณ์)  
และ  appearent magnitude (ความสว่างปรากฏ) ของมันมาหา
ระยะทางอันแน่นอนได้ครับ ซึ่งวิธีนี้จะแม่นยำที่สุด
ในการหาระยะของตำแหน่งใด ๆ ในแกแลคซี่ หรือ กระจุกดาว
ที่มีดาวฤกษ์ประเภทนี้อาศัยอยู่ ครับ

วิธีการ  จะเริ่มด้วยการหาค่าของช่วงเวลาที่ดาวแปรแสง ขึ้น และ ลง ก่อนครับ  
ว่าคาบเวลานั้นกี่วัน  ต่อจากนั้นก็นำไปเทียบกับฐานข้อมูลว่าดาวแปรแสงทั้ง 2 ชนิดนั้น  
หากมีคาบเท่านี้  จะมี Absolute magnitude เท่าใด  เมื่อได้ครบ 2 อย่าง
คือทั้ง Appearent - Absolute magnitude ...... ก็นำไปเข้าสูตรได้เลยครับ


4. Red shift & Hubble constant
สุดท้าย  การหาระยะทางของวัตถุที่อยู่ไกลมาก ๆ เช่น  แกแลคซี่ไกลโพ้น  
จะต้องใช้วิธี Doppler’s redshift ครับ
วิธีการก็คือ  จะใช้ Spectograph ของกล้องโทรทรรศน์
ในการวิเคราะห์ แถบ Hydrogen เพื่อหา ความยาวคลื่นที่ Shift ออกไป  
โดยเทียบกับ Spectrum มาตรฐานครับ  
และเมื่อได้ความยาวคลื่นที่เปลี่ยนไปแล้ว
ก็นำไปคำนวณหา ความเร็ว ของแกแลคซี่นั้นได้เลย  จากสูตรนี้


และเมื่อได้ความเร็วจากสมการด้านบนแล้ว  ก็นำไปหา ระยะทาง ได้เลยจากสูตรนี้ครับ

d = V / H0
d = ระยะทางจากโลกถึงกาแลกซี
V = ความเร็วในการถอยห่างของกาแลกซี
H0 = ค่าคงที่ของฮับเบิล = 71 km/s/Mpc

ค่าคงตัวของ Hubble (Hubble constant) นี้  
มาจากการวิเคราะห์ของนักดาราศาสตร์ Edwin Hubble
ที่ว่า  ความเร็วในการถอยห่างจากเราของแกแลคซี่ไกลโพ้น กับ ระยะทางของแกแลคซี่ นั้น
เป็นกราฟเส้นตรง  ดังนั้น  จึงสามารถกำหนดค่าคงตัวได้  
และนำไปคูณกับความเร็วของแกแลคซี่เป็นสูตรง่าย ๆ ได้ครับ