1。基本：
* 視差： 2つの異なる場所から表示されたときのオブジェクトの位置の明らかな変化。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シフトしているように見えます。
* 星の視差： 同じ原則が星に当てはまります。地球が太陽を周回すると、近くの星に対する視聴角度がわずかに変化します。この変化により、星はより遠い星の背景に反して動くように見えます。
2。視差の測定：
* ベースライン： 2つの観測点（軌道の2つの異なるポイントでの地球の位置）間の距離。
* 角度： 地球から星までの2つの視線間の角度。
* 距離： 星までの距離は、三角法を使用して計算できます。視差の角度が大きいほど、星が近づきます。
3。ユニット：
* parsec： 1つのパルセック（PC）は、星が1つのアーク秒（1/3600）の視差角を持つ距離です。
* 光年： 光が1年で移動する距離。
4。歴史的重要性：
*視差を測定する前に、天文学者は星の距離を決定する信頼できる方法を持っていませんでした。これにより、宇宙の規模を理解することが困難になりました。
* Star 61 Cygniを使用して、1838年にFriedrich Besselによって恒星視差の最初の成功した測定が行われました。このブレークスルーは、星が無限に遠く離れていないことを確認し、空間の広大な距離を測定する方法を提供しました。
5。制限：
* 小さな角度： 最も近い星の視差角は非常に小さく、通常はアーク秒の画分で測定されます。これにより、正確な測定が非常に困難になります。
* 距離制限： 視差は、比較的近くの星までの距離を測定するためにのみ使用できます（最大数千光年）。より遠い星には、他の方法が必要です。
要約： 恒星の視差は、宇宙の距離を測定するための重要なツールです。これにより、近くの星の相対的な位置を決定することができ、銀河のスケールと構造の基本的な理解を提供します。
