原則：
* 2つの点からの観察： 顔の前に指を握り、片方の目を閉じ、もう一方の目を閉じていると想像してみてください。あなたの指は背景に比べてシフトしているように見えます。この明らかなシフトは、視聴角の変化によるものです。
* ベースラインとしての地球の軌道： 星、特に私たちに比較的近い星は、太陽の周りの軌道の異なる点で地球から観察されたときに、遠い背景星に対する位置に同様の変化を示します。
* 角度の測定： 視差角として知られるこのシフトの角度 、非常に小さいですが、正確な機器を使用して測定できます。
* 計算距離： 星までの距離は、視差角に反比例します。 星がさらに離れるほど、視差角が小さくなります。
手順：
1。観察： 天文学者は、地球が太陽の反対側にあるときに、通常6か月離れた地球の軌道の2つの異なる点で、遠い背景オブジェクトに対して星の位置を測定します。
2。角度測定： 次に、これらの2つの位置の差、つまり視差角を計算します。
3。距離計算： 三角法を使用して、式を使用して星までの距離を決定できます。
距離（パーセク）=1 /視差角（arccondsで）
単位：
* parsec： パーセック（PC）は、星が1つのアーク秒の視差角を持つ距離です。 1つのパルセックは約3.26光年です。
* arcsecond： アーク秒は、角度測定の単位であり、程度の1/3600に相当します。
制限：
* 限定範囲： 視差測定は、数千光年以内に星のみ正確です。 より遠い星の場合、視差角は小さすぎて正確に測定できません。
* 大気歪み： 地球の大気は測定を歪める可能性があり、効果を最小限に抑えるために高度な技術が必要です。
重要性：
* 距離スケール： 視差は、宇宙の距離を測定するための基本的な基盤を提供します。
* キャリブレーション： これは、より遠くのオブジェクトに使用される標準のろうそくなど、他の距離測定技術を調整するのに役立ちます。
* 銀河の理解： 視差測定は、天の川の銀河内の星の構造と分布を理解するのに役立ちます。
現代のテクニック：
* 宇宙望遠鏡： ハッブルスペーステレススコープやガイアミッションなど、宇宙の伸縮式は、より正確な視差測定を可能にする、大気の歪みが少ないより安定したプラットフォームを提供します。
全体として、視差は天文学の基本的なツールであり、近くの星への距離を測定し、宇宙の広大さを理解するためのフレームワークを構築することができます。
