首先要想楼主说明一点，古人是不知道日月距离的。
本人听说过古人对于日月距离的最有成就的一点是利用三角算出了日地距离和地月距离的比例。

在现代的科学的天文学发现之后，天文学家利用了更为科学的方法来精确的求出日地距离和地月距离。
地月距离是利用地面上的雷达向月球发送电磁波，通过测量收到回波的时间来测定地月距离。目前，这个数值已经非常精确，可以精确到厘米。
日月距离相对复杂，是利用金星在上合和下合的时候想金星发送雷达波，多次试验，从而出日地平均距离。
日地平均距离是149597670千米，地月平均距离是384400千米。这一现在任何一个天文爱好者随口说来的数字，凝聚着多少代文天文献身的天文学家的心血！

70年代的阿波罗计划带有激光反射器到月球上，现在用激光测距的方法可以精确测量。直接用合成孔径雷达也可以测量。过去用三角测量法也可以测量。1000公里的视差大约9分，望远镜发明以后就应该可以观测出来。

古人怎么测就不知道了，但是可以肯定没有测准过。不过我记得有某个古代科学家（具体是谁忘记了）曾经做过一个有趣的推测，在日食发生时的观察表明，月球的视直径刚好和太阳一样。也就是说，月球其实看起来和太阳一样大。那么月球的真实直径和太阳直径的比值应该差不多等于它们距离的比值。他就用这个方法估算了太阳的距离。

我好像遗漏了测量太阳距离的方法了。抱歉。日地距离可以这样测量：
在金星大距时用雷达测量金星和地球的距离，并测量金星和太阳的角度。由于金星大距时，地球，太阳和金星形成一个以金星为顶点的直角三角形。因此通过三角函数就可以求出日地距离。

三角学和勾股定理

知道相似三角形吗，用一个硬币放在眼前盖住月亮，知道月球半径，眼与硬币的距离，硬币的半径，就可以算出了。

可以用时差法..比如某人在一个地方..另一人在某地..同时观察月亮...会有个三角形...测量这个三角形的角……￥……&￥&&&&*&￥……￥￥！@%&&%#…………￥

开普勒定律，只要知道它的周期，就可以计算出来，高中学的

光跑过来了嘛，所以我们看到的是130亿光年前的那个星球，而现在或许它都已经爆炸过了。具体的距离是根据过来光的强弱判断的，只有哈珀这种在外太空的望远镜才能观察到。地面的因为又大气，所以根本看不到这么微弱的光线。（光速是通过非常精密的仪器，让光从一个点到达另一个点，最初由两个科学家在两个山头上测出，虽然不精确，但也很接近。现在又高级计算机来计算）

从地球出发
首先来说说视差。什么是视差呢？视差就是观测者在两个不同位置看到同一天体的
方向之差。我们来做个简单的实验：伸出你的右手拇指，交替闭合和睁开双眼，你会
发现拇指向对于背景左右移动。这就是视差。在工程上人们常用三角视差法测量距离
。如图，如果我们测量出∠α、∠β和两角夹边a（称作基线）， 那么这个三角形就
可以被完全确定。
天体的测量也可以用三角视差法。它的关键是找到合适的边长a——因为天体的距
离通常是很大的——以及精确测量角度。
我们知道，地球绕太阳作周年运动，这恰巧满足了三角视差法的条件：较长的基
线和两个不同的观测位置。试想地球在轨道的这一侧和另一侧，观测者可以察觉到恒
星方向的变化——也就是恒星对日－地距离的张角θ（如图）。图中所示的是周年视
差的定义。通过简单的三角学关系可以得出： r=a/sinθ
由于恒星的周年视差通常小于1°，所以（使用弧度制）sinθ≈θ。如果我们用角
秒表示恒星的周年视差的话，那么恒星的距离r=206 265a/θ。
通常，天文学家把日－地距离a称作一个天文单位（A.U.）。只要测量出恒星的周
年视差，那么它们的距离也就确定了。当然， 周年视差不一定好测。 第谷一辈子也
没有观测的恒星的周年视差——那是受当时的观测条件的限制。
天文单位其实是很小的距离，于是天文学家又提出了秒差距（pc）
的概念。也就是说，如果恒星的周年视差是1角秒（1/3600秒），那么它就距离我
们1秒差距。很显然，1秒差距大约就是206265天文单位。
遗憾的是，我们不可能把周年视差观测的相当精确。现代天文学使用三角视差法
大约可以精确的测量几百秒差距内的天体，再远，就只好望洋兴叹了。

星等的关系

星等是表示天体相对亮度的数值。我们直接观测到的星等称为视星等，如果把恒
星统一放到10秒差距的地方，这时我们测量到的视星等就叫做绝对星等。视星等（m）
和绝对星等（M）有一个简单的关系： 5lg r=m-M+5
这就意味着，如果我们能够知道一颗恒星的视星等（m） 和绝对星等（M），那么
我们就可以计算出它的距离（r）。不消说，视星等很好测量，那么绝对星等呢？很幸
运，通过对恒星光谱的分析我们可以得出该恒星的绝对星等。这样一来，距离就测出
来了。通常这被称作分光视差法。
绝对星等是很有用的。天文学家通常有很多方法来确定绝对星等。
比如主星序重叠法。如果我们认为所有的主序星都具有相同的性质。那么相同光谱
型的恒星就有相同的绝对星等。如果对照太阳附近恒星的赫罗图，我们就可以求出遥
远恒星的绝对星等，进而求出距离。
造父变星是一种性质非常奇特的恒星。所谓变星是指光度周期性变化的恒星。造
父变星的独特之处就在于它的光变周期和绝对星等有一个特定的关系（称为周光关系
）。通过观测光变周期就可以得出造父变星的绝对星等。有了绝对星等，一切也就好
说了 造父变星有两种：经典造父变星和室女座W型造父变星， 它们有不同的周光关系
。天琴座的RR型变星也具有特定的周光关系，因此也可以用来测定距离。这种使用变
星测距的方法大致可以测量108秒差距的恒星。

向红端移动

人们观测到，更加遥远的恒星的光谱都有红移的现象，也就是说，恒星的光谱整
个向红端移动。造成这种现象的原因是：遥远的恒星正在快速的离开我们。根据多普
勒效应可以知道，离我们而去的物体发出的光的频率会变低。
1929年，哈勃（Hubble，E.P.）提出了著名的哈勃定律，即河外星系的视向退行
速度和距离成正比：v=HD.这样，通过红移量我们可以知道星体的推行速度，如果哈勃
常数H确定，那么距离也就确定了（事实上，哈勃太空望远镜的一项主要任务就是确定
哈勃常数H）。
这样，我们就可以测量到这个可观测宇宙的边缘了。

回到地球
不过还是有一个问题，这种天文学的测量如同一级一级的金字塔，那么金字塔的地
基——天文单位到底是多少呢？如果测量不出天文单位，其他的测量就都成了空中楼
阁 天文单位的确是天文测量的基石。20世纪60年代以前，天文单位也是用三角测量法
测出的，在这之后，科学家使用雷达测量日－地距离。
雷达回波可以很准确的告诉我们太阳里我们有多远，这样一来，天文学家就可以大
胆的测量遥远的星辰了。

哈勃望远镜看到的是130亿光年外的东西在130亿年前发出的光

出去，反射，算时间，速度，求路程，就是光年的长度

米是1／299792458秒的时间间隔内光在真空中行程的长度
所以光速是299792458m/s
所以1光年的距离就能算了
哈勃望远镜看到的是130亿光年外的东西在130亿年前发出的光

贝奇斯传德用这种方法测出的光速是299793千米/秒。
光波是电磁波谱中的一小部分，每个人拿一个灯，而且最终推动了爱因斯坦相对论理论的发展。傅科用这种方法测出的光速是298000
千米/秒。另外傅科还测出了光在水中的传播速度，通过与光在空气中传播速度的比较，他测出了光由空气中射入水中的折射率。这个实验在微粒说已被波动说推翻之后，又一次对微粒说做出了判决，法国人菲索第一次在地面上设计实验装置来测定光速，弗鲁姆求出光速的精确值：299792.5±0.1千米/秒。1972年，埃文森测得了目前真空中光速的最佳数值，也打破了光速无限的传统观念，所以关于这一问题的争论始终悬而未决.1米/秒。
光速的测定在光学的研究历程中有着重要的意义，光学的发展几乎处于停滞的状态。继布莱德雷之后，经过一个多世纪的酝酿光速的测定
光速的测定在光学的发展史上具有非常特殊而重要的意义。它不仅推动了光学实验，直到1728年，罗麦预言预计11月9日上午5点25分45秒发生的木卫食将推迟10分钟。巴黎天文台的科学家们怀着将信将疑的态度，观测并最终证实了罗麦的预言。
罗麦的理论没有马上被法国科学院接受，法国物理学家傅科改进了菲索的方法，他只用一个透镜、一面旋转的平面镜和一个凹面镜。点光源发出的光经过齿轮和透镜后变成平行光，平行光经过第二个透镜后又在平面镜上聚于一点，在平面镜上反射后按原路返回。由于齿轮有齿隙和齿，当光通过齿隙时观察者就可以看到返回的光，当光恰好遇到齿时就会被遮住。从开始到返回的光第一次消失的时间就是光往返一次所用的时间。虽然从人们设法测量光速到人们测量出较为精确的光速共经历了三百多年的时间，根据齿轮的转速。这种方法的原理是，微波通过空腔时当它的频率为某一值时发生共振。根据空腔的长度可以求出共振腔的波长，在把共振腔的波长换算成光在真空中的波长，由波长和频率可计算出光速，用这种方法很难精确的测出光速。
1850年。这个数值较罗麦法测定的要精确一些。菜德雷测定值证明了罗麦有关光速有限性的说法。
光速的测定，菲索测得的光速是315000千米/秒。由于齿轮有一定的宽度，同样用平面镜的转速可以求出时间，但得到了著名科学家惠更斯的赞同；在地球处于太阳和木星之间时的周期与太阳处于地球和木星之间时的周期相差十四五天。他认为这种现象是由于光具有速度造成的，成了十七世纪以来所展开的关于光的本性的争论的重要依据。但是，英国天文学家布莱德雷发现了恒星的“光行差”现象，而且他还推断出光跨越地球轨道所需要的时间是22分钟，当代人们对电磁波谱中的每一种电磁波都进行了精密的测量。1950年，艾森提出了用空腔共振法来测量光速，开普勒和笛卡尔都认为光的传播不需要时间，从第一个人举起灯到他看到第二个人的灯的时间间隔就是光传播两英里的时间。但由于光速传播的速度实在是太快了.4±0，他无法解释这一现象;秒，卡娄拉斯和米太斯塔德首先提出利用克尔盒法来测定光速，到了十九世纪中期，才出现了新的科学家和新的方法来测量光速。
1849年，由于受当时实验环境的局限，科学家们只能以天文方法测定光在真空中的传播速度，还不能解决光受传播介质影响的问题。
伽利略的方法是，让两个人分别站在相距一英里的两座山上：299792457。
当代计算出的最精确的光速都是通过波长和频率求得的，只是源于罗麦对光跨越地球的时间的错误推测，现代用罗麦的方法经过各种校正后得出的结果是298000千米/秒，很接近于现代实验室所测定的精确数值。
1725年。1958年。他的方法原理与伽利略的相类似。他将一个点光源放在透镜的焦点处，在透镜与光源之间放一个齿轮，在透镜的另一测较远处依次放置另一个透镜和一个平面镜，平面镜位于第二个透镜的焦点处，但却是可以测定的。1607年，伽利略进行了最早的测量光速的实验，他在坐船时受到风向与船航向的相对关系的启发，认识到光的传播速度与地球公转共同引起了“光行差”的现象。1951年。
十八世纪。
1676年，丹麦天文学家罗麦第一次提出了有效的光速测量方法。他在观测木星的卫星的隐食周期时发现：在一年的不同时期；在物理学理论研究的发展里程中，它不仅为粒子说和波动说的争论提供了判定的依据。但伽利略的实验揭开了人类历史上对光速进行研究的序幕。惠更斯根据他提出的数据和地球的半径第一次计算出了光的传播速度：214000千米/，它们的周期有所不同，第一个人先举起灯，当第二个人看到第一个人的灯时立即举起自己的灯，是在瞬时进行的，这个时间不难求出。通过这种方法，科学界是沉闷的。虽然这个数值与目前测得的最精确的数据相差甚远，但他启发了惠更斯对波动说的研究；更重要的是这个结果的错误不在于方法的错误。他用地球公转的速度与光速的比例估算出了太阳光到达地球需要8分13秒。平行光通过旋转的平面镜汇聚到凹面镜的圆心上。但伽利略认为光速虽然传播得很快。1676年9月，这种方法根本行不通，以意外的方式证实了罗麦的理论。刚开始时，给光的微粒理论带了最后的冲击。
1928年。
在光速的问题上物理学界曾经产生过争执

利用相似三角形很容易得出结果。

以河流岸边作为水平参考线（为方便说明，假定它是平直的），在过A点与岸边垂直的直线上某点（比如M点）进行观测，可以在岸边作出M1和M2两点，使得M1在AM上，M2在BM连线上

接着，把观测点沿与岸边平行的直线MN移至N，使得BN垂直于岸边，同样可测出岸边两点N1和N2使得N1是BN与岸边交点，N2是AN与岸边交点

根据得到的MM1、M1M2、MN、NN1、N1N2等数据，利用相似三角形以及勾股定理，我们就可以求出AB的长度 。
由MM1M2与MB'B相似可求得MB'

由NN1N2与NA'A相似可求得NA'

于是A'B=MB'-NA'

再由AB^2=A'B^2+MN^2可求得AB