Parallaxis - of verschilzicht. Wanneer een optisch beeld gevormd moet worden ter plaatse van een diaphragma of in het vlak van twee of meer zeer fijne draden (kruisdraden), hetgeen bij een optisch instrument vaak het geval is, dan kan het voorkomen, dat het beeld niet precies op de juiste plaats gevormd wordt, doch iets er voor of er achter. Wanneer zulks het geval is, ziet een waarnemer, die zoowel het beeld als het diaphragma of de kruisdraden beschouwt, bij een beweging van het oog in een richting loodrecht op de optische as het beeld zich bewegen t.o.v. het diaphragma resp. de kruisdraden. In dat geval is er p. aanwezig.
Wordt onder de genoemde omstandigheden geen beweging waargenomen, dan is er geen p., en wordt het beeld te juister plaatse gevormd. Bij het uitmeten van een beeld, b.v. met behulp van een stel kruisdraden, die beweegbaar zijn door een micrometerschroef, is het beslist noodzakelijk p. te vermijden tusschen het beeld en de kruisdraden. — In de sterrekunde is p. in het algemeen het verschil in de richting, waarin een voorwerp door de waarnemers A en A' gezien wordt; dus ook het verschil, dat de richting AM ondergaat als A naar A' gaat. De p. is gelijk aan den hoek AMA', dien de lijn AA' uit M gezien onderspant; zij wordt kleiner naarmate de afstand van AA' tot M grooter wordt. In de sterrekunde is AA' òf een aardkoorde (dagelijksche p.) òf een koorde der aardbaan (jaarlijksche p.) òf een deel van den weg, dien de zon met haar planeten in de richting van den „Apex” aflegt (seculaire p.). — De dagelijksche p. is alleen voor de leden van het zonnestelsel merkbaar. Meer in het bijzonder wordt p. genoemd de hoek p = A'MC, waaronder de aardstraal A'C = α uit M gezien wordt. Uit den driehoek A'CM volgt sin p = α/ρ sin A' ZM, waarvoor men, daar zelfs voor de maan de p. nog geen graad bedraagt, ook schrijven mag p = π sin ZA’M. Hierin is ρ de afstand van M tot het middelpunt C der aarde, ㄥ ZA'M de zenithsafstand van M, waargenomen in A', en π is de p. van M voor een plaats van waarneming A, in welker horizon M gezien wordt. Men noemt π de horizontale p.; zij wordt bepaalt door sin π = α/ρ, en vertegenwoordigt de grootste waarde van de p, die blijkens de formule nul is in het (geocentrische) zenith.
Voor de zon is de horizontale p. 8".8, voor de maan gemiddeld 57', maar beide grootheden zijn veranderlijk, de maansparallaxis zelfs heel sterk, tusschen de grenzen 61'.5 en 53'.9; deze verandering vloeit voort uit de veranderlijkheid van ρ. De zonsparallaxis is een der fundamenteele grootheden der sterrekunde. — De jaarlijksche p. heet meer in het bijzonder de hoek π waaronder de straal der aardbaan α door een ster op een afstand ρ gezien wordt, of ook de halve groote as van het kleine ellipsje, dat de ster in den loop van het jaar door de beweging der aarde om de zon schijnt te beschrijven; deze groote as is evenwijdig aan de ekliptika gericht. Daar ρ voor „dichtbij ’ gelegen sterren toch nog doorgaans den millioenvoudigen afstand Aarde-Zon bedraagt (d. i. dus millioen x α), is de p. altijd heel klein en daarom heel moeilijk te bepalen. Nadat er langer dan een eeuw vergeefsche pogingen waren gedaan, gelukte het ten slotte aan Bessel, in 1837 met den heliometer de eerste jaarlijksche p. van een ster te bepalen (61 Cygni, π = 0".3). Tegenwoordig zijn er eenige honderden p. meer of minder nauwkeurig bekend; vooral de fotografie levert hier betrouwbare en goede resultaten. De grootste p. is die van α Centauri (en van een naburige ster): π = 0".76, waaruit volgt ρ = 270.000 x α. Er zijn maar een groote honderd sterren bekend, welker p. grooter is dan 0".1, en welker afstand dus minder dan twee millioen malen α bedraagt.
Hiertoe behooren, behalve 61 Cygni en α Centauri, o.a. nog Sirius (π = 0".4) en Procyon (π = 0".3). Behalve door de bepaling der p. kan de afstand der vaste sterren nog op andere wijzen gevonden worden. Een van de voornaamste der in het aangehaalde artikel besproken methoden is gebaseerd op de seculaire p. van groote groepen van sterren. Zie ook EIGEN BEWEGING. — Hypothetische p. noemt men de p. eener dubbelster, opgemaakt in de onderstelling dat haar totale massa gelijk aan die der zon is.
