早期的理论和企图

事实上，因为恒星视差非常小，因此一直未能观测到 (直到19世纪)，并在近代史中被作为反对日心说的科学论据。很明显的，如果星星的距离够远，从欧几里得的几何学是无法察觉的，但由于种种的原因，使这种巨大的距离难以置信：其中之一是为了使缺乏视差的恒星能够相容，土星轨道和第八领域 (恒星) 之间必须有巨大而不太可能存在的空隙，使得第谷成为哥白尼日心说的主要反对者 。

詹姆斯·布拉德雷在1729年首度尝试测量恒星视差。他以望远镜证明恒星的运动是太微不足道的，但他发现了光行差 、地轴的章动、和编辑了3222颗恒星的星表。

19世纪和20世纪

白塞尔的量日仪。

恒星视差最常使用周年视差来测量，定义是从地球和太阳看见的恒星位置在角度上的差异，也就是一颗恒星在地球绕太阳轨道平均半径对角上的差别。1秒差距(3.26光年) 的定义是周年视差为1角秒的距离。周年视差一般是观察在一年的不同时间里，通过地球在轨道上移动测量的恒星位置。周年视差的测量是第一个可靠的测量最接近的恒星距离的方法。第一次成功测量出的恒星视差是白塞耳在1838年使用量日仪测出的天鹅座61 。

由于测量上的困难，在19世纪结束时只有大约60颗的恒星视差被观察到，而且多数都是使用动丝测微器。在20世纪初期，使用天文照相底片的天文摄影仪加速了这个过程。自动的底片量测 和1960年代更精密的电脑技术使得星表的比对更有效率。 在1980年代，感光耦合元件(CCD) 取代了照相底片，并且使不确定的因素减少到千分之一角秒。

恒星视差依然是校准其他测量方法的标准 (参见宇宙距离尺度)。基于恒星视差的距离计算需要很精确的测量地球到太阳的距离，现在是以雷达从行星表面的反射为基础 。

在这些计算中所涉及的角度都很小，因此很难衡量。最接近太阳的恒星 (因此这颗恒星有最大的视差)，比邻星，的视差是0.7687 ± 0.0003角秒 。这相当于从5.3公里之外观察直径2厘米大小物体的弦所形成的角。

太空天文测量学的视差

在1989年，依巴谷卫星发射的主要目的就是观察近距离恒星的视差和自行，这种方法使数量增加了10倍。即便如此，依巴谷卫星能测量出视差角的恒星距离也只能达到1,600光年，相较于银河系的直径只比1%多了一点。欧洲空间局的盖亚任务，于2000年推出，预计在2013年3月发射升空，能够让视差角的测量精确度达到10微秒，将能够绘制出邻近地球数万光年内恒星 (与潜在行星) 的位置图 。

其它基线

太阳在空间中的运动提供了更长的基线，可以增加测量视差的准确性，称为长期视差。对于银河盘面中的恒星，这相当于每年平均4天文单位的基线，对银晕中的恒星是每年40天文单位。经过数十年，这个基线测量的视差数量极可以高于用传统的地球-太阳距离基线测量视差。不过，因为其它恒星的相对速度是一个未知的不确定值，长期视差也引入了较高的不确定性。当应用在多恒星的样本时可以减少不确定性，因为精确度反比于样本数量大小的平方根 。

在天文学的其它视差

在天文学上其它项目的视差具有不同的意义，它们有光度视差法、分光视差和力学视差。

相关条目

自行

移动星团法

宇宙距离尺度

参考资料

Hirshfeld, Alan w. Parallax: The Race to Measure the Cosmos. New York: W. H. Freeman. 2001. ISBN 0716737116.

Whipple, Fred L. Earth Moon and Planets. Read Books. 2007. ISBN 1406764132. .

Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. Introductory Astronomy & Astrophysics 4th. Saunders College Publishing. 1998. ISBN 0030062284. .

延伸读物

Dyson, F. W. Measurement of the distances of the stars. The Observatory. 1915, 38 : 292.Bibcode:1915Obs....38..292D.

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