Угол параллакса звезды определяется как половина ее максимального смещения. Расстояние до звезды с углом параллакса в 1 угловую секунду составляет 1 парсек. Это расстояние равно 3,26 светового года. Поскольку угол параллакса равен углу между линиями от Солнца и Земли на данную звезду, можно доказать, что расстояние в парсеках до звезды равно:
1 / (угол параллакса в дуговых секундах)
При наблюдении через наземные телескопы звезд, расстояние до которых превышает 100 парсеков, методом параллакса пользоваться нельзя, поскольку атмосферная рефракция «смазывает» перемещение звезды примерно на 0,01 секунды дуги.
См. также статьи «Звездная величина», «Космический телескоп «Хаббл»».
ДИСТАНЦИОННЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ 2: ЗА ПРЕДЕЛАМИ ПАРАЛЛАКСА
Блеск звезды, наблюдаемой с Земли, зависит от ее светимости и расстояния до нее. Абсолютную звездную величину можно вычислить на основании видимой звездной величины и расстояния до звезды. Эйнар Герцшпрунг в 1911 году и Генри Ресселл в 1913 году независимо друг от друга вычислили абсолютные звездные величины ряда звезд, находящихся в пределах 100 парсеков от Солнца, и нанесли их на график с осями координат (абсолютная звездная величина/температура), создав диаграмму, которая называется диаграммой Герцшпрунга — Ресселла. Герцшпрунг также осуществил первую оценку расстояния до переменной звезды из класса цефеид, которую он затем использовал для калибровки периодического отношения v, открытого в 1911 году Генриеттой Ливитт. Это важное отношение с тех пор использовалось для измерения расстояний и других галактик, в которых можно было различить отдельные цефеиды. Таким образом, цефеиды использовались в качестве указателей расстояний до других галактик для расстояний до 1 млн. парсеков.
Расстояния до галактик свыше 1 млн. парсеков определялись с помощью измерения красного смещения каждой галактики, затем расстояние до нее вычислялось на основании закона Хаббла. Этот закон, гласящий, что красное смещение галактики пропорционально расстоянию до нее, был открыт Эдвином Хабблом в 1929 году после того, как он измерил величину красного смещения в двух десятках галактик, расположенных в пределах 2 млн. парсеков от Млечного Пути. По его расчетам, расстояния до этих галактик находились за пределами метода сравнения блеска и наблюдаемого углового размера цефеид в этих галактиках со средним угловым размером и блеском цефеид в более крупных галактиках, находившихся на известном расстоянии.
