Pengukuran jarak asas yang paling penting dalam astronomi datang daripada paralaks trigonometri, seperti yang digunakan dalam kaedah paralaks bintang. Semasa Bumi mengorbit Matahari, kedudukan bintang berdekatan akan kelihatan beralih sedikit terhadap latar belakang yang lebih jauh. Anjakan ini adalah sudut dalam segi tiga sama kaki, dengan 2 AU (jarak antara kedudukan melampau orbit Bumi mengelilingi Matahari) menjadikan kaki pangkal segi tiga dan jarak ke bintang ialah kaki yang sama panjang. Jumlah anjakannya agak kecil, walaupun untuk bintang terdekat, berukuran 1 arkasaat untuk objek pada 1 jarak parsek (3.26 tahun cahaya), dan selepas itu jumlah sudut semakin berkurangan apabila jarak semakin bertambah. Ahli astronomi biasanya menyatakan jarak dalam unit parsec (parallax arcseconds; paralaks arkasaat); tahun cahaya digunakan dalam media popular.Memandangkan paralaks menjadi lebih kecil untuk jarak bintang yang lebih besar, jarak berguna boleh diukur hanya untuk bintang yang cukup dekat untuk mempunyai paralaks lebih besar daripada beberapa kali ketepatan pengukuran. Pada tahun 1990-an, sebagai contoh, misi Hipparcos memperoleh paralaks untuk lebih seratus ribu bintang dengan ketepatan kira-kira satu miliarkasaat,[1] memberikan jarak yang berguna untuk bintang ke beberapa ratus parsek jaraknya. Kamera 3 Wide Field Teleskop Angkasa Hubble berpotensi memberikan ketepatan 20 hingga 40 mikroarkasaat, membolehkan pengukuran jarak yang boleh dipercayai sehingga 5,000 parsec (16,000 ly) untuk bilangan bintang yang kecil.[2][3] Misi angkasa Gaia memberikan jarak yang sama tepat kepada kebanyakan bintang yang lebih terang daripada magnitud ke-15. Jarak boleh diukur dalam 10% sejauh Pusat Galaksi, kira-kira 30,000 tahun cahaya jauhnya. Bintang mempunyai suatu halaju jika berbanding Matahari yang menyebabkan wujudnya gerakan wajar (melintang merentasi langit) dan halaju jejarian (gerakan ke arah atau menjauhi Matahari). Yang pertama ditentukan dengan memplotkan perubahan kedudukan bintang-bintang selama bertahun-tahun, manakala yang kedua datang daripada mengukur anjakan Doppler spektrum bintang yang disebabkan oleh gerakan di sepanjang garis penglihatan. Bagi sekumpulan bintang dengan kelas spektrum yang sama dan julat magnitud yang sama, paralaks min boleh diperoleh daripada analisis statistik pergerakan yang betul berbanding dengan halaju jejarinya. Kaedah paralaks statistik ini berguna untuk mengukur jarak bintang terang melebihi 50 parsek dan bintang pembolehubah gergasi, termasuk pembolehubah Cepheids dan pembolehubah RR Lyrae.[4]Pergerakan Matahari melalui ruang angkasa menyediakan garis dasar yang lebih panjang yang akan meningkatkan ketepatan ukuran paralaks, yang dikenali sebagai paralaks sekular. Untuk bintang dalam cakera Bima Sakti pula, ini sepadan dengan garis dasar purata 4 AU setahun, manakala untuk bintang halo garis dasar ialah 40 AU setahun. Selepas beberapa dekad, garis dasar boleh menjadi susunan magnitud yang lebih besar daripada garis dasar Bumi-Matahari yang biasa digunakan untuk paralaks tradisional. Walau bagaimanapun, paralaks sekular memperkenalkan tahap ketidakpastian yang lebih tinggi kerana halaju relatif bintang yang diperhatikan adalah maklumat tambahan yang tidak diketahui. Apabila digunakan pada sampel berbilang bintang, ketidakpastian boleh dikurangkan; ketidakpastian adalah berkadar songsang dengan punca kuasa dua saiz sampel.[7]Paralaks kelompok bergerak ialah teknik yang menggunakan pergerakan bintang individu dalam kelompok bintang berdekatan untuk mencari jarak ke gugusan. Hanya kelompok terbuka yang cukup dekat untuk teknik ini berguna. Khususnya jarak yang diperoleh untuk Hyades secara sejarahnya merupakan langkah penting dalam tangga jarak.Objek individu lain boleh mempunyai anggaran jarak asas yang dibuat untuk mereka dalam keadaan khas. Jika pengembangan awan gas seperti sisa supernova atau nebula planet boleh diperhatikan dari semasa ke semasa, maka jarak paralaks pengembangan awan itu boleh dianggarkan. Pengukuran tersebut bagaimanapun mengalami ketidakpastian dalam sisihan objek daripada sfera. Bintang binari yang merupakan binari visual dan spektroskopik juga boleh dianggarkan jaraknya dengan cara yang sama, dan tidak mengalami ketidakpastian geometri di atas. Ciri umum kaedah ini ialah pengukuran gerakan sudut digabungkan dengan pengukuran halaju mutlak (biasanya diperoleh melalui kesan Doppler). Anggaran jarak datang daripada pengiraan sejauh mana objek mesti untuk membuat halaju mutlak yang diperhatikan kelihatan dengan gerakan sudut yang diperhatikan.Paralaks pengembangan khususnya boleh memberikan anggaran jarak asas untuk objek yang sangat jauh, kerana pancutan supernova mempunyai halaju pengembangan yang besar dan saiz yang besar (berbanding dengan bintang). Selanjutnya, ia boleh diperhatikan dengan interferometer radio yang boleh mengukur gerakan sudut yang sangat kecil. Ini bergabung untuk memberikan anggaran jarak asas kepada supernova di galaksi lain.[8] Walaupun berharga, kes sedemikian agak jarang berlaku, jadi ia berfungsi sebagai pemeriksaan ketekalan yang penting pada tangga jarak.