恒星视差

恒星视差是天文学中因为恒星距离产生视差的效应。它是恒星际尺度的视差，经由天文测量学，视差可以直接测量出一颗恒星与地球的准确距离。

它曾是天文学辩论了数百年的议题，但是因为太困难了，在19世纪初期才取得了最接近几颗恒星的值。即使在21世纪，恒星视差的测量已经达到银河系的尺度，但大多数的距离测量还是经由红移的计算或是其它的方法。视差通常是由地球在轨道上不同的位置，导致观察到近距离的恒星相对于遥远的天体移动到不同位置获得的。经由观察视差，测量角度和利用三角学，可以测量不同物体在空间中的距离，通常是恒星，但在太空中的其它天体也可以。因为其它的恒星都非常遥远，因此测量的角度都非常小，而且需要利用瘦三角形逼近，一个天体的距离 (以秒差距测量) 是视差值 (以角秒测量) 的倒数：d（pc）=1/p（arcsec）例如，比邻星的距离是1/0.7687=1.3009秒差距（4.243光年）。 天鹅座61是xxx颗成功测量出恒星视差的恒星，是白塞耳在1838年于柯尼斯堡天文台使用夫琅和费的量日仪测出的。

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·布拉德利在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。

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xxx个可靠的测量最接近的恒星距离的方法。xxx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。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，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xxx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。

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。

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。