1樓：葛路路
前面很多答案其實已經很好地講了視差測量的原理，但有些朋友可能仍不理解這個角度是怎麼測量出來的。
一句話版本：通過事先建立好的天球座標系測量天體相對於座標軸的角度。
天球座標系規定了座標原點，基本面，x軸指向。現行國際天球參考係(icrs)的具體實現國際天球參考架（icrf）是通過273個遙遠的射電源來構建的。
（補充說明：參考係，reference system，一般指數學和物理上的嚴格定義；參考架，reference frame, 一般指工程上的實現）
由於這些射電源極其遙遠，可近似認為是固定不動的，因而整個參考架也是固定的。相對的，過去的參考架實現，特別是光學波段，如fk4/fk5，由於源距離較近，自行和視差影響一般無法徹底消除，導致生成的參考架本身也在旋轉。
可以想像一下，你用量角器去量角度，量角器自身也在轉的話，無論如何也量不出精確的角度的。
現在有了固定的參考架後，相當於有了固定的量角器，在此框架下測量天體的相對於框架的夾角，也就測出了在參考係下的位置。隨著時間推移，這個位置也發生了變化。如果恆星沒有自行，那麼這個位置的變化就是視差引起的。
但是恆星顯然有自行，而視差有週期性變化（周年與週日視差），故通過長期觀測，將自行與視差從總的位置變化中分解開來。
當然在具體實現上，一般不通過直接測量天體與座標軸的夾角，而是通過測量天體與天體的相對夾角，這樣可以消除掉座標軸定向誤差。比如歐空局的天體測量衛星依巴谷和該亞，主鏡是由兩片夾角成120度的鏡子組成，將在天球上夾角為120度的天區投影到同一片探測器上，通過資料處理方法區分兩個天區的星像。
2樓：劉式發電機
地球公轉的軌道，直徑大約3億公里，因此間隔半年，測量恆星位置的細微變化，已知兩角一夾邊，計算恆星到地球的距離。
但是，由於3億公里，相對於恆星的距離，還是太短，所以此法僅適合，距離較近的恆星。
3樓：黃景林
這個角度怎麼計算出來的？還是沒有講清楚，很簡單的幾何問題，已知兩個距離:乙個是觀測者的位移、和背景上待測量恆星位移，不可能求出角度的，至少知道資料。
自己畫一畫就知道了！求正真的大神科普！
4樓：vimer
一樓講的跑偏了。斗膽給個自己的解釋。借用樓上二位的插圖，相似比例由自己兩眼距離d和手臂長度s確定，遠處物體的尺寸D由實際經驗估計，於是S=sD/d
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