長所：
* 直接測定： 視差は、地球の軌道運動による星の位置の見かけの変化を直接測定します。これにより、非常に基本的で信頼できるテクニックになります。
* 近くの星の正確： 数百節（約1000光年）内の星の場合、ガイアのような宇宙ベースの天文台の進歩のおかげで、視差測定は非常に正確です。
cons：
* 限定範囲： 星が遠くになると、視差の角度が非常に小さくなり、正確に測定することが困難になります。 現在のテクノロジーには、このような小さなシフトを検出するための制限があります。
* 測定のエラー： 高度な機器であっても、視差測定には常に誤差があり、距離とともに増加します。
代替方法：
視差の範囲を超えた星の場合、天文学者は他のテクニックに依存しています。
* 標準キャンドル： これらは、Cepheid変数の星やタイプIA超新星など、既知の固有の光度を持つオブジェクトです。見かけの明るさを既知の光度と比較することにより、距離を推定できます。
* メインシーケンスフィッティング： この方法では、星の見かけの明るさと色を、Hertzsprung-Russell図のメインシーケンス上の位置を比較して、その距離を推定します。
* redshift： 非常に遠い銀河の場合、光の赤方偏移を使用して距離を推定できます。
結論：
三角測量、または視差は、近くの星の恒星距離を測定するためのゴールドスタンダードです。ただし、その精度は距離とともに大幅に減少します。より遠いオブジェクトの場合、天文学者は、さまざまな程度の精度のある他の方法に依存しています。
