Vermessung der Weite des Weltraums

innerhalb des Sonnensystems

Radio-Echo-Methode, Keplersche Gesetze

innerhalb des Milchstraßensystems

trigonometrische Parallaxenbestimmung, Veränderlichenparallaxen, säkulare Parallaxen, dynamische (hypothetische) Parallaxen, Sternstromparallaxen, photometrische Parallaxen, Spektraltypparallaxen, Hauptreihenanpassung, Best. des Winkeldurchmessers von Kugelsternhaufen, Rotationsparallaxen, Calciumparallaxen, Verfärbungsparallaxen

extragalaktischer Objekte

Cephei-Sterne / Supernovaem, Bestimmung der Gesamthelligkeit eines Sternsystems, Tully-Fischer-Beziehung, Hubble-Beziehung

Die trigonometrische Parallaxenbestimmung ist ein absolutes (primäres) Entfernungsbestimmungsverfahren, wobei die infolge einer Ortsveränderung (Bewegung der Erde um die Sonne) entstandene parallaktische Verschiebung eines Sterns gemessen wird. Jeder Stern beschreibt im Laufe eines Jahres eine Ellipse (große Bahnhalbachse = parallaktischer Winkel / kleine Achse hängt von ekliptaler Breite des Sterns ab).

Je größer die Entfernung r des Sterns ist, desto kleiner ist die parallaktische Verschiebung p des Sterns. Beträgt r = 206.265 AE (3,0856 * 10¹³ km) , so ergibt sich eine jährliche Parallaxe von genau 1" . Diese Entfernung wird als 1 Parallaxensekunde bezeichnet (kurz: Parsec) und als Längeneinheit verwendet. Die Entfernung r in Parsec und die Parallaxe p verhalten sich umgekehrt proportional.

r = 1/p 1 pc = 3,3 Ly (rund)

Die größte parallaktische Verschiebung haben:

Proxima Centauri : 0,772 "
Alpha Centauri : 0,750 "

Die erste trigonometrische Entfernungsbestimmung gelang 1838 F.W.Bessel mit dem Stern 61 Cygni. Trigonometrisch kann man bis 100 pc die Entfernung bestimmen.