关于天体距离的测量
比较近的恒星可以用视差的方法进行测量。譬如，我们要测量远处的一座塔到我们的距离，可以先确定两个已知距离的测量点，然后分别从这两个点去看塔顶的方向，两个方向的夹角就叫做视差角。在一个等腰三角形中，知道顶角和对边，就可以求出它利用周年视差测量恒星的距离的高，也就是塔顶到我们的距离。
测量较近处的恒星，可以把地球绕太阳运动轨道的直径作为已知距离的基线。地球绕太阳一周的时间是一年，半年绕行半周。在相隔半年的那两天里，地球正好处在地球轨道直径的两端。在相隔半年的那两天分别观测同一颗恒星，其方向是不同的，这就是它的视差角。由视差角和地球的轨道直径(3亿千米)，便可以计算出恒星的距离了。利用这种方法只能测量二三百光年以内的恒星的距离。
更远处的恒星，因为它们的视差角太小了，无法测准，只能寻找其他方法。其中一个著名的方法是利用造父变星的周光关系来推算遥远天体的距离，造父变星因此而获得了“量天尺”的美称。
一般是用三角法，比如说地球在春分点和秋分点时分别观测一颗恒星对地球的角度，然后以公转轨道半径为基线，算出它距地球的距离
对于较近的天体（500光年以内）采用三角法测距。
500－－10万光年的天体采用光度法确定距离。
10万光年以外天文学家找到了造父变星作为标准，可达5亿光年的范围。
更远的距离是用观测到的红移量，依据哈勃定理推算出来的。
参考资料：吴国盛 《科学的历程》
同的天体距离要有不同的方法，摘抄如下：
天体测量方法
2.2.2光谱在天文研究中的应用
人类一直想了解天体的物理、化学性状。这种愿望只有在光谱分析应用于天文后才成为可能并由此而导致了天体物理学的诞生和发展。通过光谱分析可以：(1)确定天体的化学组成；(2)确定恒星的温度；(3)确定恒星的压力；(4)测定恒星的磁场；(5)确定天体的视向速度和自转等等。
2.3天体距离的测定
人们总希望知道天体离我们有多远，天体距离的测量也一直是天文学家们的任务。不同远近的天体可以采不同的测量方法。随着科学技术的发展，测定天体距离的手段也越来越先进。由于天空的广袤无垠，所使用测量距离单位也特别。天文距离单位通常有天文单位(AU)、光年(ly)和秒差距(pc)三种。
2.3.1月球与地球的距离
月球是距离我们最近的天体，天文学家们想了很多的办法测量它的远近，但都没有得到满意的结果。科学的测量直到18世纪（1715年至1753年）才由法国天文学家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的学生拉朗德(Larand)用三角视差法得以实现。他们的结果是月球与地球之间的平均距离大约为地球半径的60倍，这与现代测定的数值（384401千米）很接近。
雷达技术诞生后，人们又用雷达测定月球距离。激光技术问世后，人们利用激光的方向性好，光束集中，单色性强等特点来测量月球的距离。测量精度可以达到厘米量级。
2.3.2太阳和行星的距离
地球绕太阳公转的轨道是椭圆，地球到太阳的距离是随时间不断变化的。通常所说的日地距离，是指地球轨道的半长轴，即为日地平均距离。天文学中把这个距离叫做一个“天文单位”(1AU)。1976年国际天文学联合会把一个天文单位的数值定为1.49597870×1011米，近似1.496亿千米。
太阳是一个炽热的气体球，测定太阳的距离不能像测定月球距离那样直接用三角视差法。早期测定太阳的距离是借助于离地球较近的火星或小行星。先用三角视差法测定火星或小行星的距离，再根据开普勒第三定律求太阳距离。1673年法国天文学家卡西尼(Dominique Cassini)首次利用火星大冲的机会测出了太阳的距离。
许多行星的距离也是由开普勒第三定律求得的，若以1AU为日地距离，“恒星年”为单位作为地球公转周期，便有：T2＝a3。若一个行星的公转周期被测出,就可以算出行星到太阳的距离。如水星的公转周期为0.241恒星年，则水星到太阳的距离为0.387天文单位(AU)。
2.2.3恒星的距离
由于恒星距离我们非常遥远，它们的距离测定非常困难。对不同远近的恒星，要用不同的方法测定。目前，已有很多种测定恒星距离的方法：
(1)三角视差法
河内天体的距离又称为视差，恒星对日地平均距离（a）的张角叫做恒星的三角视差(p)，则较近的恒星的距离D可表示为：
sinπ＝a/D
若π很小，π以角秒表示，且单位取秒差距(pc)，则有：D=1/π
用周年视差法测定恒星距离，有一定的局限性，因为恒星离我们愈远，π就愈小，实际观测中很难测定。三角视差是一切天体距离测量的基础，至今用这种方法测量了约10,000多颗恒星。
天文学上的距离单位除天文单位（AU）、秒差距(pc)外，还有光年(ly)，即光在真空中一年所走过的距离，相当94605亿千米。三种距离单位的关系是：
1秒差距(pc)＝206265天文单位(AU)＝3.26光年＝3.09×1013千米
1光年(1y)＝0.307秒差距(pc)＝63240天文单位(Au)＝0.95×1013千米。
(2)分光视差法
对于距离更遥远的恒星，比如距离超过110pc的恒星，由于周年视差非常小，无法用三角视差法测出。于是，又发展了另外一种比较方便的方法--分光视差法。该方法的核心是根据恒星的谱线强度去确定恒星的光度，知道了光度（绝对星等M），由观测得到的视星等(m)就可以得到距离。
m - M= -5 + 5logD.
(3)造父周光关系测距法
大质量的恒星，当演化到晚期时，会呈现出不稳定的脉动现象，形成脉动变星。在这些脉动变星中，有一类脉动周期非常规则，中文名叫造父。造父是中国古代的星官名称。仙王座δ星中有一颗名为造父一，它是一颗亮度会发生变化的“变星”。变星的光变原因很多。造父一属于脉动变星一类。当它的星体膨胀时就显得亮些，体积缩小时就显得暗些。造父一的这种亮度变化很有规律，它的变化周期是5天8小时46分38秒钟，称为“光变周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同变化的变星，统称“造父变星”。 2 天体测量方法
1912 年美国一位女天文学家勒维特（Leavitt 1868--1921）研究小麦哲伦星系内的造父变星的星等与光变周期时发现：光变周期越长的恒星，其亮度就越大。这就是对后来测定恒星距离很有用的“周光关系”。目前在银河系内共发现了700多颗造父变星。许多河外星系的距离都是靠这个量天尺测量的。
(4)谱线红移测距法
20 世纪初，光谱研究发现几乎所有星系的都有红移现象。所谓红移是指观测到的谱线的波长(l)比相应的实验室测知的谱线的波长(l0)要长，而在光谱中红光的波长较长，因而把谱线向波长较长的方向的移动叫做光谱的红移，z=(l-l0)/ l0。1929年哈勃用2.5米大型望远镜观测到更多的河外星系，又发现星系距我们越远，其谱线红移量越大。
谱线红移的流行解释是大爆炸宇宙学说。哈勃指出天体红移与距离有关：Z = H*d /c，这就是著名的哈勃定律，式中Z为红移量；c为光速；d为距离；H为哈勃常数，其值为50～80千米／(秒·兆秒差距)。根据这个定律，只要测出河外星系谱线的红移量Z，便可算出星系的距离D。用谱线红移法可以测定远达百亿光年计的距离。
），就可以知道物体的远近了。（一道三角数学题）
两眼间距较近，所以在看特别远的物体的时候不容易区分，不过这个原理还是可以应用的，只要拉大两眼间距即可，例如在地球上的两地观测月亮，然后根据视察就可以算出月亮离我们有多远。这个办法可以观测太阳系内的天体了。
地球绕着太阳转，所以即使你在一个地方拍摄，等过一段时间，也相当于换了一个地方，假如过了半年再拍摄，就相当于转了半圈，到了轨道的对面，这么远的距离获得的视察可以测出更遥远的天体了。距离几光年的就可以测到了，例如半人马座的南门二。
再远我也不大清楚了，用多普勒效应好像也可以，宇宙膨胀，红移越快说明距离越远，这个应该有个算法可以推断。
还有造父变星可以做为量天尺，根据脉冲周期来判断绝对亮度，通过绝对亮度和视觉亮度的差异来判断距离。
或者星系形状，不同形状应该大小不同，跟亮度判断差不多，实际尺寸和视觉尺寸的差异也可以判断距离。
最后，还是请@Steed老师来鉴定吧。
物体间的距离有三中，第一，所有物体都是静态的，它们之间的距离只是一个静态值，可以进行简单的加减运算就可以得到；第二，一个运动物体与一个静态物体间的距离，它们之间的距离就不是一个静态值，而是要以静态物体为中心来计算，这是一个运动物体的运动轨迹的函数解答的问题；第三，两个运动问题间的距离，可以通过第三点的参考点来进行计算，也可以根据两物体本省的运动轨迹（函数）来计算它们之间的距离。对你来说，第二、第三的两点问题的理解可能会很不理解，不要紧，等你读到中学时，第二个问题就得到解答，等你读到大学时，第三个问题就得到解答。
非常好的问题！远远超过六年级学生思考的深度。楼上朋友的答案也很好，描述了存在相对运动的物体相对位置的确定。
不过在这里，我个人以为，还有两点需要补充：
相比于光速，天体之间相对运行速度很小，与前者相比可以忽略。不妨来做一个定量的计算，假设南门二（就是题目中描述的半人马座α）和太阳相对运动速度为300km/s。这是一个大大高估的量（比如天狼星，和太阳相对运动速度是8km/s），即便如此，所造成的误差还是很小。由于其运动速度是光速的千分之一，每年的位移就是0.001光年，四年的时间，也就是0.004光年，仅能造成千分之一的误差。可别忘了，这还是一个大大高估的量。
第二个问题或许对小学生来讲更加超前，那就是关于测量的误差。任何物理量的测量都会有一定误差的存在，其来源包括系统误差和随机误差。举一个日常生活中的例子，跑步……譬如我跑完50米，基本都是在7.3或者7.4秒。其实，存在一个真实的时间，不过，按照体育课不慎准确的计时方法，也就只能精确到第二位。同学挥动令旗到老师掐动秒表之间存在时间差，这属于系统误差。至于随机误差，就有许多细小复杂无法准确描述的因素造成（例如当天气温导致按钮弹性系数的变化，导致计算终点时间的误差）。
说了这点，请楼主明确一点，对于物理量的测量，测量的精度是一个很重要的参数。还是以体育课为例，短跑成绩会精确到十分之秒，而长跑只精确到个位数，这就是由于不同的计时手段导致精度的不同。如何描述测量精度，最常用的方法是有效数字，在测量中，7秒和7.0秒是完全不同的概念（楼主做一做化学实验就会有很直接的体会，取5ml溶液很随意，5.0ml就要细心，5.00ml会让移液管把人折腾的够受）。
好，说到这里，请楼主明确，这里所说南门二的距离是如何描述的？4.2光年，也就是说，测量值精确到第二位。而上面所说的天体运行导致的误差却体现在第四位，所以相比于测量误差，也是一个小量，因此也就不再深究了。
（PS 天体距离由视差求得，南门二视差为772.33 ± 2.42 mas，也就是说其真实数值有68.3%的概率落在这一范围之内）
其实，天文学家已经考虑到楼主的问题，并且有一个专门的术语来描述——光行差。在绘制星系位置3D模型图描述理论模型时，这一平时完全忽略的因素必须予以考虑。当然，这就是相当专业的天文知识了，暂时只要了解这一概念的名字就已经难能可贵了。
有才气，有思想，希望楼主能够立志成为科学家，你会有一个比我更加出彩的未来。
答：不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中移动的。在银河系之外的天体，运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离。造父视差法（标准烛光法）物理学中有一个关于光度、亮度和距离关系的公式。S∝L0/r2 测量出天体的光度L0和亮度S，然后利用这个公式就知道...
答：实际上，对于上亿光年之外的星体测量一般采用的是“分光视差法”，这是最常用的方法！只需要获得恒星的光谱即可推断距离，当然精度有限； 而最准确的方法就是【Ia型超新星】这种类型的超新星由于通过质量累积的机制，只有在达到一定的质量时才能爆发，因而导致最大光度的一致性。因为超新星的视星等随著距离...
答：从理论上来讲，通过对上述方法的综合使用，可以测量100亿光年之内天体距离，如果距离超过了100亿光年，就需要通过测量天体的宇宙学红移来进行计算了。观测数据表明，宇宙一直处于一个膨胀的状态，这会造成宇宙中的天体都会因此而具备一个互相远离的速度，这也被称为“退行速度”，对于宇宙中的两个点来讲...
答：对于较近的天体（500光年以内）采用三角法测距。500－－10万光年的天体采用光度法确定距离。10万光年以外天文学家找到了造父变星作为标准，可达5亿光年的范围。更远的距离是用观测到的红移量，依据哈勃定理推算出来的。参考资料：吴国盛 《科学的历程》同的天体距离要有不同的方法，摘抄如下：天体测量...
答：人类是科学测量各种天体距离地球的距离的，采用的是雷达波探测的办法。1.根据科学家的计算，我们人类可以用肉眼看到最远的发光物体，这是一个距离地球200万光年的星系。人类可以用肉眼观察它，因为它非常大和明亮。当然，观察它有一个前提，那就是它必须在一个阳光明媚的夜晚。在广阔的宇宙中，有许多不...
答：2.3天体距离的测定 人们总希望知道天体离我们有多远，天体距离的测量也一直是天文学家们的任务。不同远近的天体可以采不同的测量方法。随着科学技术的发展，测定天体距离的手段也越来越先进。由于天空的广袤无垠，所使用测量距离单位也特别。天文距离单位通常有天文单位(AU)、光年(ly)和秒差距(pc)三种。...
答：太阳系内的,可以用雷达或激光测量距离.此外,当金星位于太阳另一侧时,用雷达测量距离,当金星和地球在同一侧时,再用雷达测量一次距离.两次的平均值就是太阳到地球的距离.测量其它天体的距离时,用日地距离和三角函数推算距离.太阳系外的,当地球位于太阳两侧,也就是相隔半年的位置上测量远处恒星在天空背景上...
答：《星星离我们有多远》最初测量天体距离的方法是三角视差法。三角视差法是一种利用不同视点对同一物体的视差来测定距离的方法。对同一个物体，分别在两个点上进行观测，两条视线与两个点之间的连线可以形成一个等腰三角形，根据这个三角形顶角的大小，就可以知道这个三角形的高，也就是物体距观察者的距离...
答：测量方法(太阳系外较近的天体 )三角视差法 对离太阳 100秒差距范围以内的近距星,都可利用三角视差法测定它们的距离。但对距离超过50秒差距的天体,此法所测得的距离已不够准确。三角视差法迄今仍是测定太阳系外天体距离的最基本方法。用其他方法测得的距离都要用三角视差法来校准。分光视差法 分析恒星谱线以测定...
