視差の基本
* 視差とは？ 視差は、2つの異なる場所から表示された場合のオブジェクトの位置の明らかなシフトです。顔の前に指を出し、片方の目を閉じてからもう片方の目を閉じてみてください。あなたの指は背景に対して前後にジャンプしているようです。指が近いほど、動くように見えます。
* 星に適用する方法： 天文学者は、太陽の周りの地球の軌道を使用して、恒星の視差を測定するためのベースラインを作成します。彼らは、6か月離れた地球の軌道にある2つの点から星を観察します（地球が太陽の反対側にあるとき）。
測定プロセス
1。観察： 天文学者は、6か月で分離された2つの異なる時間で星を注意深く観察します。彼らは、非常に遠い星の背景に対する星の見かけの位置に注目しています（本質的に固定されているように見えます）。
2。角度測定： 彼らは星の位置に小さな角度のシフトを測定します。この角度は、視差角と呼ばれます 。それは非常に小さく、通常はアーク秒で測定されます（程度の1/3600）。
3。距離計算： 星までの距離は、視差角に反比例します。 式は次のとおりです。
距離（Parsecs）=1 / Parallax（arcseconds）
* parsec： パルセックは、天文学者が一般的に使用する距離の単位です。 1つのパルセックは、約3.26光年に相当します。
例：
*星の視差が0.1アーク秒の場合、その距離は1 / 0.1 =10パーセク、または約32.6光年です。
視差の制限
* 距離制限： 視差は、比較的近くの星（最大数千光年）に対してのみ信頼できます。 視差の角度は小さすぎて、そのポイントを超えて正確に測定できません。
* 精度： 視差測定の精度は、望遠鏡の品質と測定の精度に依存します。
恒星距離を測定する他の方法
視差は近くの星のゴールドスタンダードですが、天文学者は他の方法を使用して距離をより遠くの星と推定します。
* 標準キャンドル： これらは、既知の固有の明るさを持つオブジェクトです（Cepheid変数星やタイプIA超新星など）。 見かけの明るさを絶対的な明るさと比較することにより、距離を推定できます。
* ハッブルの法則： この法律は、遠い銀河の赤方偏移（不況の速度を示す）を距離に関連付けています。
要約：
視差は、星への距離を測定するための天文学の基本的な手法ですが、制限があります。他の方法は、宇宙全体の広大な距離にリーチを拡張するために使用されます。
