來自年周視差的恆星視差運動。
恆星視差以秒差距為基礎，這是從太陽到天體的視差為1角秒的距離。 (1天文單位和1秒差距是不同的尺度，1秒差距相當於206,265天文單位。)
**恆星視差**是天文學中因為恆星距離產生視差的效應。它是恆星際尺度的視差，經由天文測量學，視差可以直接測量出一顆恆星與地球的準確距離。它曾是天文學辯論了數百年的議題，但是因為太困難了，在19世紀初期才取得了最接近幾顆恆星的值。即使在21世紀，恆星視差的測量已經達到銀河系的尺度，但大多數的距離測量還是經由紅移的計算或是其它的方法。 

視差通常是由地球在軌道上不同的位置，導致觀察到近距離的恆星相對於遙遠的天體移動到不同位置獲得的。經由觀察視差，測量角度和利用三角學，可以測量不同物體在空間中的距離，通常是恆星，但在太空中的其它天體也可以。 

因為其它的恆星都非常遙遠，因此測量的角度都非常小，而且需要利用瘦三角形逼近，一個天體的距離 (以秒差距測量) 是視差值 (以角秒測量) 的倒數：
d (\mathrm{pc}) = 1 / p (\mathrm{arcsec}).

例如，比鄰星的距離是1/0.7687=1.3009秒差距（4.243光年）。 天鵝座61是第一顆成功測量出恆星視差的恆星，是贝塞耳在1838年於柯尼斯堡天文台使用夫琅和費的量日儀測出的。

早期的理論和企圖
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事實上，因為恆星視差非常小，因此一直未能觀測到 (直到19世紀)，並在近代史中被作為反對日心說的科學論據。很明顯的，如果星星的距離夠遠，從歐幾里得的幾何學是無法察覺的，但由於種種的原因，使這種巨大的距離難以置信：其中之一是為了使缺乏視差的恆星能夠相容，土星軌道和第八領域 (恆星) 之間必須有巨大而不太可能存在的空隙，使得第谷成為哥白尼日心說的主要反對者。

詹姆斯·布拉德雷在1729年首度嘗試測量恆星視差。他以望遠鏡证明恆星的運動是太微不足道的，但他發現了光行差、地軸的章動、和編輯了3222顆恆星的星表。

19世紀和20世紀
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白塞爾的量日儀。
恆星視差最常使用周年視差來測量，定義是從地球和太陽看見的恆星位置在角度上的差異，也就是一顆恆星在地球繞太陽軌道平均半徑對角上的差別。1秒差距 (3.26光年) 的定義是周年視差為1角秒的距離。周年視差一般是觀察在一年的不同時間裡，通過地球在軌道上移動測量的恆星位置。周年視差的測量是第一個可靠的測量最接近的恆星距離的方法。第一次成功測量出的恆星視差是白塞耳在1838年使用量日儀測出的天鵝座61。

由於測量上的困難，在19世紀結束時只有大約60顆的恆星視差被觀察到，而且多數都是使用動絲測微器。在20世紀初期，使用天文照相底片的天文攝影儀加速了這個過程。自動的底片量測和1960年代更精密的電腦技術使得星表的比對更有效率。 在1980年代，感光耦合元件 (CCD) 取代了照相底片，並且使不確定的因素減少到千分之一角秒。 

恆星視差依然是校準其他測量方法的標準 (參見宇宙距離尺度)。基於恆星視差的距離計算需要很精確的測量地球到太陽的距離，現在是以雷達從行星表面的反射為基礎。

在這些計算中所涉及的角度都很小，因此很難衡量。最接近太陽的恆星 (因此這顆恆星有最大的視差)，比鄰星，的視差是0.7687 ± 0.0003角秒。這相當於從5.3公里之外觀察直徑2厘米大小物體的弦所形成的角。

太空天文測量學的視差
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在1989年，依巴谷衛星發射的主要目的就是觀察近距離恆星的視差和自行，這種方法使可測量數量增加了10倍。即便如此，依巴谷衛星能測量出視差角的恆星距離也只能達到1,600光年，相較於銀河系的直徑只比1%多了一點。歐洲太空總署的蓋亞任務，於2000年推出，2013年3月發射升空，能夠讓視差角的測量精確度達到10微秒 。在2018年釋出的資料中, 能夠繪製出鄰近地球數萬光年內恆星 (與潛在行星) 的位置圖，將包括10億顆恆星的位置、視差、和自行，所有的恆星在紅色和藍色的光度資料都可接受正規的標準誤差。

其它基線
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太陽在空間中的運動提供了更長的基線，可以增加測量視差的準確性，稱為長期視差。對於銀河盤面中的恆星，這相當於每年平均4天文單位的基線，對銀暈中的恆星是每年40天文單位。經過數十年，這個基線測量的視差數量極可以高於用傳統的地球-太陽距離基線測量視差。不過，因為其它恆星的相對速度是一個未知的不確定值，長期視差也引入了較高的不確定性。當應用在多恆星的樣本時可以減少不確定性，因為精確度反比於樣本數量大小的平方根 。

在天文學的其它視差
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在天文學上其它項目的視差具有不同的意義，它們有光度視差法、分光視差和力學視差。

相關條目
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* 自行
* 移動星團法
* 宇宙距離尺度

參考資料
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1. 1 2  Benedict, G. Fritz; et al.. The Astronomical Journal. 1999, **118** (2): 1086–1100. Bibcode:1999astro.ph..5318B. doi:10.1086/300975.  引文格式1维护：显式使用等标签 (link)
2. 1 2  Zeilik & Gregory 1998，p. 44.
3. ↑ .  [2012-02-15]. （原始内容存档于2015-04-16）.
4. ↑  See p.51 in *The reception of Copernicus' heliocentric theory: proceedings of a symposium organized by the Nicolas Copernicus Committee of the International Union of the History and Philosophy of Science*, Torun, Poland, 1973, ed. Jerzy Dobrzycki, International Union of the History and Philosophy of Science. Nicolas Copernicus Committee; ISBN 9027703116, ISBN 9789027703118
5. ↑  Robert K. Buchheim - **The sky is your laboratory: advanced astronomy projects for amateurs**(2007) - Page 184, Google Books 2010
6. ↑  Bessel, FW, "Bestimmung der Entfernung des 61sten Sterns des Schwans 的存檔，存档日期2007-06-24." (1838) *Astronomische Nachrichten*, vol. 16, pp. 65-96.
7. ↑  CERN paper on plate measuring machine （页面存档备份，存于） USNO StarScan
8. ↑  Zeilik & Gregory 1998，§ 22-3.
9. ↑  Henney, Paul J.. Astronomy Today.  [2008-03-08]. （原始内容存档于2008-03-17）.
10. ↑  ESA, ESA.. ESA. 2018  [2018-03-19]. （原始内容存档于2020-05-10）.
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* Hirshfeld, Alan w.. New York: W. H. Freeman. 2001. ISBN 0716737116.
* Whipple, Fred L.. Read Books. 2007. ISBN 1406764132. .
* Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A.  4th. Saunders College Publishing. 1998. ISBN 0030062284. .

延伸讀物
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* Dyson, F. W.. The Observatory. 1915, **38**: 292. Bibcode:1915Obs....38..292D.

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