1。視差：
* 原則： この方法は、地球が太陽を周回するとき、より遠い星の背景に対する星の位置の明らかな変化に基づいています。視差と呼ばれるこのシフトは、星までの距離に直接比例します。
* 手順：
*地球の軌道にある2つの異なるポイントから、通常6か月離れて星を観察します。
*バックグラウンドに対する星の位置の角度シフトを測定します。
*三角法を使用して、星までの距離を計算します。
* 制限：
*地球の軌道の制限により、数百のパルセック（約1,000光年）内の星に対してのみ有効です。
*非常に正確な測定が必要であり、これはより遠い星にとってますます困難になります。
2。分光視差：
* 原則： この方法は、星のスペクトルタイプとその絶対的な大きさとの関係を利用します。
* 手順：
*星の見かけの大きさ（地球から見た明るさ）を測定します。
*そのスペクトルを分析して、星のスペクトルタイプ（温度と組成）を決定します。
* Hertzsprung-russell図（絶対マグニチュードとスペクトルタイプのプロット）を使用して、星の絶対的な大きさを推定します。
*見かけの大きさと絶対規模の差を使用して距離を計算します。
* 制限：
*特にfainterまたはより遠い星の場合、三角視差よりも精度が低くなります。
*星の特性とhertzsprung-russell図の妥当性に関する仮定に依存しています。
追加情報：
* 楽器： 現代の視差測定は、ヒッパルコスやガイアの衛星などの高精度望遠鏡に依存しています。
* 単位： 距離は通常、パルセック（PC）または光年（LY）で測定されます。 1つのパルセックは約3.26光年です。
* 間接的な方法： 直接距離測定の範囲を超えた星の場合、標準のろうそく（セファイド変数）や統計的視差などの間接的な方法が使用されます。
これらは、近くの星までの距離を直接測定するための2つの主要な方法です。各方法には独自の強みと制限があり、メソッドの選択は特定の星と望ましい精度に依存します。
