En el cas dels astres que pertanyen al sistema solar, hom pren com a línia de base el radi equatorial de la Terra, i la paral·laxi és anomenada paral·laxi diürna o geocèntrica . En el cas d’astres no pertanyents al sistema solar, hom pren com a línia de base el semieix de l’òrbita de la Terra, i la paral·laxi és anomenada paral·laxi anual . A partir de la paral·laxi d’un astre i només amb procediments trigonomètrics, hom pot determinar la distància de l’astre a la línia de base. Aquest procediment trigonomètric per a mesurar distàncies estel·lars no pot ésser utilitzat per als astres situats més enllà dels 100 parsecs de distància, les paral·laxis dels quals són tan petites que són superades per l’error previst en aquest tipus de mesures (estel). Per a calcular la distància d’estels molt llunyans, hom cerca alguna propietat física que permeti de conèixer llur magnitud absoluta i després, comparant aquesta amb la magnitud aparent, hom pot arribar a conèixer-ne la distància. En molts casos hom pot fer servir el diagrama de Hertzsprung-Russell per a conèixer la magnitud absoluta a partir del tipus espectral de l’astre considerat. El valor de la distància —expressat en parsecs— obtingut així és anomenat paral·laxi espectroscòpica , perquè l’invers del seu valor és la paral·laxi trigonomètrica de l’astre.
f
Astronomia
Paral·laxi (R radi equatorial de la Terra, S semieix major de l’òrbita de la Terra, 1 i 2 dues posicions de la Terra en l’òrbita, separades sis mesos)
© Fototeca.cat
Angle format per les dues rectes que uneixen el centre d’un astre i els dos extrems d’un segment anomenat línia o longitud de base .