It varies. Most celestial bodies aren't "measured", their distances are estimated using a variety of techniques.

The Moon for example can be measured by firing a laser at a small reflector on its surface (left by the Apollo mission) and measuring the time that the laser light takes to make the round trip. So, in this specific case the distance to the Moon is measured to a few inches above it's surface. You could then add it's radius (and the few inches) to find the distance to it's centre.

The distance to the planets can be calculated using observations of their orbits (Copernicus did this), in this case the accuracy is based on the accuracy of the observations. I don't know how accurate these are these days but I suspect that the error bars are now within the diameters of (at least) the largest planets meaning that a calculation could be made to either centre or surface as required.

Relatively close stars (or other bodies) are measured using parallax, this means that observations are made of how they move relative to background stars and then trigonometric calculations made. It this case the stars are considered "point sources" and the distance from their surface to their centre is considered zero. The estimated distances are therefore "to the star" with no specification of surface or centre.

Parallax has a limited range however, so even further from earth methods such as comparing the brightness of celestial events such as supernova are used. Type 1a supernova occur at the same brightness, so when these are observed the relative brightness can be use to calculate (estimate) distance. The Andromeda galaxy for example is 2.5 million light years away, but again, due to the accuracy of the measurements using this method will have an relatively large error bar.

There are other techniques.
එය වෙනස් වේ. බොහෝ ආකාශ වස්තූන් &quot;මනින්නේ&quot; නැත, ඒවායේ දුර විවිධ තාක්ෂණික ක්රම භාවිතයෙන් ඇස්තමේන්තු කර ඇත. උදාහරණයක් ලෙස චන්ද්‍රයා මැනිය හැක්කේ එහි මතුපිට ඇති කුඩා පරාවර්තකයක් වෙත ලේසර් විදීමෙන් (ඇපලෝ මෙහෙයුමෙන් වම්පස) සහ ලේසර් ආලෝකය වට ගමනක් යාමට ගතවන කාලය මැනීමෙනි. ඉතින්, මෙම විශේෂිත අවස්ථාවෙහිදී, සඳට ඇති දුර මනිනු ලබන්නේ එහි මතුපිට සිට අඟල් කිහිපයක් දක්වා ය. එවිට ඔබට එහි අරය (සහ අඟල් කිහිපයක්) එකතු කර එහි මධ්‍යයට ඇති දුර සොයා ගත හැක. ග්‍රහලෝකවලට ඇති දුර ඒවායේ කක්ෂවල නිරීක්ෂණ භාවිතයෙන් ගණනය කළ හැකිය (කොපර්නිකස් මෙය කළේය), මෙම අවස්ථාවේ දී නිරවද්‍යතාවය නිරීක්ෂණවල නිරවද්‍යතාවය මත පදනම් වේ. මේ දිනවල මේවා කෙතරම් නිවැරදිදැයි මම නොදනිමි, නමුත් දෝෂ තීරු දැන් විශාලතම ග්‍රහලෝකවල (අවම වශයෙන්) විෂ්කම්භය තුළ ඇති බව මම සැක කරමි, එයින් අදහස් කරන්නේ අවශ්‍ය පරිදි කේන්ද්‍රය හෝ මතුපිට ගණනය කිරීමක් කළ හැකි බවයි. සාපේක්ෂව සමීප තාරකා (හෝ වෙනත් ශරීර) පරාල භාවිතයෙන් මනිනු ලැබේ, මෙයින් අදහස් කරන්නේ ඒවා පසුබිම් තරු වලට සාපේක්ෂව චලනය වන ආකාරය සහ පසුව ත්‍රිකෝණමිතික ගණනය කිරීම් සිදු කරන ආකාරය නිරීක්ෂණය කරන බවයි. මෙම අවස්ථාවෙහිදී තරු &quot;ලක්ෂ්‍ය මූලාශ්‍ර&quot; ලෙස සලකනු ලබන අතර ඒවායේ මතුපිට සිට මධ්‍යයට ඇති දුර ශුන්‍ය ලෙස සැලකේ. එබැවින් ඇස්තමේන්තුගත දුර &quot;තරුවට&quot; මතුපිට හෝ මධ්‍යයේ කිසිදු පිරිවිතරයක් නොමැතිව වේ. කෙසේ වෙතත් Parallax සතුව සීමිත පරාසයක් ඇත, එබැවින් සුපර්නෝවා වැනි ආකාශ සිද්ධීන්වල දීප්තිය සංසන්දනය කිරීම වැනි පෘථිවි ක්‍රම වලින් ඉදිරියටත් භාවිතා වේ. 1a වර්ගයේ සුපර්නෝවා එකම දීප්තියකදී සිදු වේ, එබැවින් මේවා නිරීක්ෂණය කරන විට සාපේක්ෂ දීප්තිය දුර ගණනය කිරීමට (ඇස්තමේන්තු කිරීමට) භාවිතා කළ හැකිය. උදාහරණයක් ලෙස ඇන්ඩ්‍රොමීඩා මන්දාකිණිය ආලෝක වර්ෂ මිලියන 2.5 ක් දුරින් පිහිටා ඇත, නමුත් නැවතත්, මෙම ක්‍රමය භාවිතා කරන මිනුම්වල නිරවද්‍යතාවය හේතුවෙන් සාපේක්ෂව විශාල දෝෂ තීරුවක් ඇත. වෙනත් තාක්ෂණික ක්රම තිබේ.