在确定的距离天体上我们不能进行直接测量, 因此，为此目的，采用各种间接的方法. 最重要的是，方法trigonometric视差.

如果你看到任何问题的不同点 (例如, 下铅笔, 交替缩的离开, 她的右眼), 你会发现, 他的情况的背景更为遥远的天体变化. 改变方向的目的而移动的观察员是称为视差. 之间的距离点, 从它的观察, 叫做基础 (在考虑如它们之间的距离对眼睛).

通过衡量所产生的视差, 你就能算的距离遥远的目标. 这一原则用于rangefinder. 在这个装置的基础之间的距离是两个隐形眼镜. 界定这个角度p (米. 1.3) 各个地区之间的物体S从该点至b点和了解的基础上AB=α, 你可以计算距离D的目的. 注意到, 从这一点来, 在该物体是位于S, 根据明显的角度R. 距离D的目的是比较的基础α, 和角度p总是很小. 如果基准是垂直方向的一个目的, 它可以采取平等的弧的长度，一个圈半径D. 那就α—DP, 哪里的角度p示的弧度. 这里的

D=α/р. (1.1)

通过测量parallaxes计算的距离天体的天文学. 衡量在距离地球能够确定其立场的背景下星的同时从两个观察站, 它们之间的距离决定的基础上. 然而，在实践中可能很容易让一个观察从一个观察站在不同的时间一天, 使用移动的观测站的轮调时的地球周围的其轴心. 衡量这种方式所产生的视差供明确性，我们商定将以同样的基础上, 平等的范围世界的.

在确定的距离，星使用的移动地球轨道, 因为距离是在这件案子太小, 作为一个基础. 用望远镜对准的是通常进行拍照的同一地区的天空的同一个为期六个月. 通过衡量抵消选定的明星相对更遥远的恒星, 确定视差和计算的距离了. 根据这一案例之间的差距的两个截然相反的指地球轨道, 从而提出了意见. 《衡量的差怪的星星们已经商定将以同样的基础上, 平等的主要semiaxis地球轨道 (回顾, 地球的轨道是椭圆). 确定的以这种方式就是所谓的年度视差所产生的视差一个星. 它是平等的角度, 那颗星是明显的semimajor轴心地球的轨道, 垂直的方向上的明星. 如果这个角度页中表示的弧度秒, 那, 因 1 拉德=206265″, 去:

П=206265α/p (1.2)

代 (1.2) 而不是α它的价值, 有可能计算, 什么是一年一度的视差1个″ 符合远距离D=3,08*10¹⁶ m. 这一价值中使用的天文学作为一个股长呼吁的假设如果他还活着(PC): 1PC=3,08*10¹⁶ m. 的距离的星星在秒差距就等于反其年度差怪, 表示弧度秒:

D = 1/p. (1.3)

每年的差怪的近的恒星 (半人马座阿尔法星) 等0,75″. 距秒差距D= (1/0,75) PC= 1,33 PC.