паралакс сонця

Паралакс Сонця. добовий паралакс Сонця (π☉) - горизонтальний екваторіальний паралакс Сонця. кут, під яким з середньої відстані Сонця видний екваторіальний радіус Землі [1].

До 1964 року був фундаментальної астрономічної постійної і вважався рівним 8,80 "[2]. З прийняттям в 1964 році астрономічним союзом нової системи одиниць π☉ є похідною постійної, і становить 8,794 ". [1]

Методи визначення паралакса Сонця поділяються на геометричні (тригонометричні), динамічні (гравітаційні) і фізичні.

Геометричні методи визначення

Теорія геометричних методів розроблена в 1677 Е.Галлеем. В їх основі лежать астрометричні вимірювання положень небесних тіл відносно зірок. Вимірювання можуть бути отримані одночасно на двох різних обсерваторіях, що лежать майже на одному меридіані і досить віддалених за широтою, або на одній, але в різні години доби, використовуючи переміщення спостерігача в просторі внаслідок добового обертання Землі.

Як небесних тіл, чиї виміряні положення використовувалися для обчислення π☉. в різні епохи бралися [1]:

• Марс (починаючи з 2-ї половини XVII століття);
• Венера і її проходження по диску Сонця (XVIII і XIX століття)
• Малі планети, в тому числі Ерос. Ікар і Географ, чиї координати визначалися фотографічними спостереженнями (з кінця XIX століття).

Динамічні методи визначення

Динамічні методи визначення паралакса Сонця засновані на вивченні обурень в русі планет і Місяця, що викликаються тяжінням інших небесних тіл. Вимірювання відстаней до небесного тіла R0 порівнюється з Rс. обчисленим на основі ефемерид. В результаті одного спостереження виходить умовне рівняння щодо елементів орбіти планети [2]:

І вважають, що поправка до велика піввісь орбіти планети викликана неточністю астрономічної одиниці і, відповідно, параллакса Сонця.

Фізичні методи визначення

В основі фізичних методів визначення лежить співвідношення співвідношення середньої швидкості руху Землі по геліоцентричної орбіті (V0 ≈29,8 км / с) і велика піввісь орбіти.

V0 можна визначити вимірюючи променеві швидкості зірок, що лежать поблизу екліптики; визначаючи постійну річної аберації; вимірюючи доплеровские зміщення радіоліній (з довжиною хвилі 21 см) в спектрах міжзоряних водневих хмар.

Велику піввісь можна отримати методами радіолокації вимірюючи відстані між Землею і планетами, Місяцем, космічними зондами.