これがどのように機能しますか：
1。観察： 天文学者は、6か月離れた地球の軌道の2つの異なるポイントにある近くの星の見かけの位置を測定します。
2。角度測定： それらは、星の位置が変化するように見える小さな角度（視差角）を測定します。
3。距離計算： 三角法と地球の2つの観測点（地球の軌道の直径）間の既知の距離を使用して、星までの距離を計算します。
なぜ視差が最も正確であるのか：
* 直接測定： 視差は、仮定や間接測定に依存する他の方法とは異なり、星までの距離を直接測定します。
* 高精度： 最新の望遠鏡と洗練された技術により、視差角を非常に正確に測定できます。これにより、非常に正確な距離の推定値につながります。
* 広範囲の適用性： 視差は、数千光年以内に星への距離を測定するために使用できます。
視差の制限：
* 限定リーチ： 一定の距離を超えて、視差の角度が小さすぎて正確に測定することはできません。
* 時間消費量： 視差を測定するには、数か月にわたって観測が必要です。
その他の方法：
視差は最も正確な方法ですが、他の手法はより遠い星に使用されます。
* 標準キャンドル： Cepheid変数の星やタイプIA超新星など、既知の固有の明るさを持つオブジェクトを使用します。
* 分光視差： 星のスペクトルタイプと光度に基づく距離を推定します。
ただし、これらの方法は視差よりも正確ではなく、不確実性と制限の対象となります。
