譬如,我们要测量远处的一座塔到我们的距离,可以先确定两个已知距离的测量点,然后分别从这两个点去看塔顶的方向,两个方向的夹角就叫做视差角.在一个等腰三角形中,知道顶角和对边,就可以求出它利用周年视差测量恒星的距离的高,也就是塔顶到我们的距离.
测量较近处的恒星,我们可以把地球绕太阳运动轨道的 直径作为已知距离的基线.地球绕太阳一周的时间是一年,半年绕行半周.在相隔半年的那两天里,地球正好处在地球轨道直径的两端.在相隔半年的那两天分别观测同一颗恒星,其方向是不同的,这就是它的视差角.由视差角和地球的轨道直径(3亿千米),便可以计算出恒星的距离了.
利用这种方法只能测量二三百光年以内的恒星的距离.更远处的恒星,因为它们的视差角太小了,无法测准,只能寻找其他方法.其中一个著名的方法是利用造父变星的周光关系来推算遥远天体的距离,造父变星因此而获得了“量天尺”的美称
