视差如何首次可靠测出恒星距离
How Stellar Parallax First Yielded a Reliable Stellar Distance
地球公转应使近星相对远方背景产生周年位移，但角度极小。贝塞尔凭精密仪器和多年测量，于1838年首先发表可靠恒星视差，把恒星距离从推测变成几何测量。
日心体系留下一个可检验预言
如果地球每年绕太阳运行，较近恒星相对更远背景星的位置应随季节出现微小往返变化，这就是周年视差。视差角越小，恒星越远。日心体系提出后很久都没有测到这一效应，反对者曾把缺失视差当作质疑地球运动的理由；支持者则指出恒星可能远得超出当时仪器能力。
真正困难不在几何原理，而在角度极小。望远镜光学误差、大气扰动、温度变化和仪器刻度都可能产生与目标信号相当的偏差。天文学家还要把恒星自身在天空中的长期移动与一年周期的位置摆动分开，因此可靠结果需要稳定仪器、合适目标和跨季节重复测量。
贝塞尔选择了天鹅座61
Friedrich Wilhelm Bessel选择天鹅座61作为目标，因为它在天空中的自行较大，当时被认为可能离太阳较近。他使用夫琅和费制造的日心仪，不是测量恒星相对绝对坐标，而是反复比较目标与附近背景星之间的微小角距离。这种差分方法能减少部分共同仪器误差。
1838年，贝塞尔首先发表被广泛接受的可靠恒星视差结果，由此估得天鹅座61距离约10光年。现代数值有所修正，但测量已经明确表明恒星距离巨大而有限。Wilhelm Struve和Thomas Henderson也在相近时期取得织女星及南门二系统的视差结果，发表时间与证据处理顺序使优先权讨论不能写成只有一人在孤立工作。
从一颗恒星到银河系三维地图
恒星视差建立了不依赖恒星真实亮度的几何距离尺。距离以秒差距表示时，一颗恒星若视差为一角秒，距离就是一秒差距；实际恒星视差通常远小于一角秒。获得距离后，观测亮度才能转换为真实光度，恒星运动和质量等研究也有了尺度基础。
地面观测后来把可靠视差扩展到数千颗恒星，空间天体测量任务则避开大气并获得稳定的全局参考系。依巴谷和盖亚把样本扩展到海量恒星，但误差不会因此消失：越远的目标视差越小，仪器系统误差、双星运动和统计处理仍需建模。贝塞尔的意义在于建立可复核的方法起点，而不是给出永远不变的最终数字。