Din plats när du observerar en stjärna och jordens position i dess omlopp påverkar din syn på stjärnans omgivning och dess läge på himlen. Förändringen i perspektiv är känd som parallax, som du mäter som vinkeln mellan jordens position nu, stjärnan och jordens position tre månader tidigare eller senare. Eftersom det är en vinkel har den enheter i båggrader. Eftersom parallaxmätningar kan bli en liten bråkdel av en grad använder du vanligtvis sekunder med båge (en 3 600: e grad), även känd som bågsekunder. Du behöver detta värde för att räkna ut avståndet till stjärnan, som uttrycks i parsec, härledd från "parallax av en bågsekund."
TL; DR (för lång; Läste inte)
För att beräkna avståndet till en stjärna i parsec, dividera 1 med parallaxens bågsekunder. För att beräkna med milliarsekunder delar du först antalet med 1000 och delar sedan 1 med resultatet.
Konvertera till bågsekunder om det behövs. Vissa stjärnor är så långt borta att deras bågsekundvärden kan skrivas som milliarsekunder. Som med andra metriska omvandlingar är allt du behöver göra att dela med 1 000. Till exempel är 3 milliarsekunder lika med 0,003 bågsekunder.
Dela 1 med antalet bågsekunder för att få antalet parsec. Bli inte förvånad om du arbetar med siffror som är mindre än noll; Proxima Centauri, närmaste stjärna till vårt solsystem, har en parallax på 0,77 bågsekunder. Detta skulle ge dig mindre än 1,3 parsec. Värdena blir bara mindre när du tittar på stjärnor som ligger längre bort.
Använd parsec-värdet som du beräknade i steget ovan för att hitta antingen den uppenbara eller absoluta storleken på stjärnor om du redan känner till en av storheterna. Kom ihåg den skenbara storleken minus den absoluta storleken är lika med -5 + (5 × log (d)), där (d) är avståndet i parsec och loggen är en logaritmbas 10 - använd LOG-tangenten på din räknare.