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把宇宙設置成一個座標系，以地球為原點，只需要知道被測天體的方向和距離，再反推其相對位置就能大致知道地球在宇宙範圍內的相對位置。
被測天體的方向比較簡單，光由直線傳播，所以光的方向就是被測天體所在的方向。重點是距離，測量距離的方式也是通過光。
距離不同，測量距離的方式不一樣。在太陽系內部，通過電磁波反射來測量被測天體的距離。
具體方法：
拿月亮舉例子，向月亮發射一束電磁波，電磁波碰到月球表面後會反彈，地球上記錄電磁波回收的時間，將這個時間除以二即可得到電磁波單程傳播的時間，由於電磁波的速度已知，速度乘時間等於路程，通過這個方法計算出來的平均地月距離為38萬千米。
如果要測量太陽到地球的距離，由於太陽不反射電磁波，所以我們無法用電磁波反彈的方法測量日地距離。要測量太陽到地球的距離，我們用的是開普勒第三定律，這個定律告訴我們天體公轉的半長軸的三次方與其週期的平方的比值為一個定值。太陽系內每個繞太陽公轉的星球都適用這一定律，因此，只要知道除地球外的另一星球的公轉半長軸與週期的比值再加上地球到它的距離，通過簡單代換就能得到地球到太陽的距離。
在實際的操作中天文學家使用的是金星，通過這個方法我們得到的日地平均距離為1.5億千米。
太陽系外我們用三角視差法
這個方法的原理是直角三角形，假設我們要測量太陽系外一顆恆星到地球間的距離，我們可以在春天的時候觀察一次目標恆星，半年之後的秋天我們再觀察一次目標恆星，由於地球在圍繞太陽轉動，所以春天和秋天時地球相當於圍繞太陽轉了半圈，進而導致觀察目標恆星的視角的觀察角度會有變化，這個角度可以測量，設這個角度為a，將地球兩次的位置連線，再連接目標恆星的位置就可以得到一個等腰三角形，這樣，太陽就在等角三角形底邊的中心，連接恆星和太陽。這樣一個由太陽為直角，連接太陽、地球、目標恆星的直角三角形就完成了，由於我們知道日地之間的距離，這下要測量目標恆星只需要簡單的三角函數計算即可。
三角視差法對距離的測量有限制，並不是方法不夠精確，而是被測天體距離太遠之後角度a很難準確測量。一般三角視差法的測量限制在300光年左右，大於300光年的天體我們一般用光的亮度規律來計算，這個亮度規律就是：亮度與距離的平方成反比。
操作方法：首先我們確定一個亮度，設距地球一定距離的一顆光源，它的標準亮度為A。接下來找到我們要測量的同類型的光源，根據亮度隨距離變化的規律，只需要測出目標天體的亮度再對比我們確定的標準亮度就能夠知道目標光源的位置。
對於這個光源，在實際操作中天文學家們選擇的是“造父變星”，這是一種亮度呈週期性變化的變星，科學家找到了其中一顆變星之後，首先測出了它的真實亮度，然後通過三角視差法測出了它的距離。
由於每個星系內都存在造父變星，所以這種測量方法經常被用來測量遙遠星系到地球的距離。
造父變星測量天體距離也有限制，一般造父變星能夠測量幾千萬光年內的天體，但如果距離達到了一億光年以上，造父變星也沒有辦法，這就需要用到光的紅移定律和哈伯定律。
哈勃定律是指:宇宙中距離我們越遠的天體，遠離的速度就越快，其量化關係為Vf = Hc x D，V是遠離速度，D是距離，H是一個常數。
光是電磁波的一種，所以光也具備波的傳播特性，這個特性就是多普勒效應。簡單來說，如果光源的移動方向與光的傳播方向相同，則總的電磁波的波長就會變短，反之就會變長。電磁波變短我們稱為藍移，變長稱為紅移。
結合著兩個定律可以得到一個結論：離我們越遠的天體，遠離我們的速度就越快，這個速度越快，紅移現象就越明顯。因此我們只需要測得被測天體的光的紅移的程度就能測出這個天體遠離的速度，進而就能測出它到地球的距離。
由於篇幅限制，有些地方解釋得不是很清楚，因為確實是太多了。有興趣的可以具體查一下相關方法的具體操作原理和步驟。
以上就是基本上天文學家測量天體到地球距離的方法，測得距離之後，再通過光源的方向確定目標天體的方向，將這些參數一一對應在以地球為中心的座標軸上即可。
螞蟻科學
如何探究我們在宇宙上的位置？
或者用“如何探究我們在宇宙中的位置？”比較合適！如果用語言來表達，我們位於本星系第二大的星系-銀河系-獵戶座懸臂-太陽系-第三顆行星，不過這無法和外星人溝通，因為它們不知道我們說的獵戶座懸臂和太陽等等稱謂。不過彆著急，卡爾薩根早就為我們設計一張地圖。
先驅者10號上帶著的地圖沒有任何文字，只有圖，想必外星人應該看得懂....你看不懂？沒關係，我們下面還有更直觀的圖
太陽系臨近的恆星三維位置，如果外星文明獲得這張圖，就可以按圖索驥找到中心的太陽系了。
如果還找不到的話，100光年內的主要天體三維位置，中心為太陽系
還有更大一些比例的圖，太陽系在銀河系中的位置
銀河系在本星系群中的三維位置，別告訴我你還不知道我們在哪裡，我只能說到這裡了，再下去你們真要找到偶了.......
