星を観測するときのあなたの位置とその軌道上の地球の位置は、星の周囲と空の位置のあなたの見方に影響を与えます。 遠近法の変化は視差と呼ばれ、現在の地球の位置、星、および3か月前または後の地球の位置の間の角度として測定されます。 角度であるため、円弧の度数の単位があります。 視差の測定値は1度のごく一部になる可能性があるため、通常は秒のアーク（1度の3,600分の1）を使用します。これはアーク秒とも呼ばれます。 この値は、「1秒角の視差」から導き出されたパーセクで表される星までの距離を計算するために必要です。
TL; DR（長すぎる; 読んでいない）
パーセクで星までの距離を計算するには、1を視差の秒角で割ります。 ミリ秒単位で計算するには、最初に数値を1,000で割り、次に1を結果で割ります。
必要に応じて秒に変換します。 一部の星は非常に離れているため、その秒角の値はミリ秒角と表記される場合があります。 他のメートル法の変換と同様に、あなたがしなければならないのは1,000で割るだけです。 たとえば、3ミリ秒角は0.003秒角に相当します。
1を秒数で割って、パーセクの数を取得します。 ゼロより小さい数値で作業していることに気付いても驚かないでください。 私たちの太陽系に最も近い星であるプロキシマケンタウリは、0.77秒角の視差を持っています。 これにより、1.3パーセク未満になります。 遠くにある星を見ると、値は小さくなります。
上記の手順で計算したパーセク値を使用して、星の等級の1つがすでにわかっている場合は、星の見かけの等級または絶対等級を見つけます。 見かけの等級から絶対等級を引いた値は-5+（5×log（d））であることに注意してください。ここで、（d）はパーセク単位の距離で、対数は10を底とする対数です。電卓のLOGキーを使用してください。