Русская Википедия:Параллакс Солнца
Параллакс Солнца, суточный параллакс Солнца (Шаблон:Math) — горизонтальный экваториальный параллакс Солнца, угол, под которым со среднего расстояния Солнца виден экваториальный радиус Земли[1].
До 1964 года являлся фундаментальной астрономической постоянной и считался равным Шаблон:Math[2]. С принятием в 1964 году астрономическим союзом новой системы единиц Шаблон:Math является производной постоянной, и составляет Шаблон:Math.[1]
Методы определения параллакса Солнца разделяются на геометрические (тригонометрические), динамические (гравитационные) и физические.
Геометрические методы определения
Теория геометрических методов разработана в 1677 Э.Галлеем. В их основе лежат астрометрические измерения положений небесных тел относительно звёзд. Измерения могут быть получены одновременно на двух разных обсерваториях, лежащих почти на одном меридиане и достаточно удалённых по широте, либо на одной, но в различные часы суток, используя перемещение наблюдателя в пространстве вследствие суточного вращения Земли.
В качестве небесных тел, чьи измеренные положения использовались для вычисления Шаблон:Math, в разные эпохи брались[1]:
- Марс (начиная со 2-й половины XVII века);
- Венера и её прохождение по диску Солнца (XVIII и XIX века)
- Малые планеты, в том числе Эрос, Икар и Географ, чьи координаты определялись фотографическими наблюдениями (с конца XIX века).
Динамические методы определения
Динамические методы определения параллакса Солнца основаны на изучении возмущений в движении планет и Луны, вызываемых притяжением других небесных тел. Измеренное расстояние до небесного тела Шаблон:Math сравнивается с Шаблон:Math, вычисленным на основе эфемерид. В результате одного наблюдения получается условное уравнение относительно элементов орбиты планеты[2]:
- <math>R_0 - R_c = \sum\limits_{k=1}^{6}\frac{\partial R_k}{\partial p_k}\Delta p_k +\epsilon</math>
И полагают, что поправка к большой полуоси орбиты планеты вызвана неточностью астрономической единицы и, соответственно, параллакса Солнца.
Физические методы определения
В основе физических методов определения лежит соотношение средней скорости движения Земли по гелиоцентрической орбите (Шаблон:Math) и большой полуоси орбиты.
Шаблон:Math можно определить измеряя лучевые скорости звёзд, лежащих вблизи эклиптики; определяя постоянную годичной аберрации; измеряя доплеровские смещения радиолиний (с длиной волны 21 см) в спектрах межзвёздных водородных облаков.
Большую полуось можно получить методами радиолокации измеряя расстояния между Землёй и планетами, Луной, космическими зондами.
Примечания
Литература
- ↑ 1,0 1,1 1,2 Шаблон:Статья
- ↑ 2,0 2,1 Шаблон:Книга
