太阳视差

的基本方法用于确定太阳视差的决心三角视差。依照法律规定万有引力的相对距离行星从太阳众所周知,太阳的距离地球可以作为长度单位。的测量任何行星的距离或视差将决定的价值这个单位。行星距离地球的距离越小,大的视差位移测量,增加了相应的精度决定视差。因此最优惠的条件提供的观察,反对的时候,附近的行星接近接近地球。决心可以要么基于同时或几乎同时从两个不同的地方观测地球的表面,或观察在日落和日出前在同一地方,当产生的位移的观测地球的旋转提供了测量的基线。

第一个合理准确测定太阳视差的是在1672年从观测火星的辣椒,法属圭亚那,和巴黎,值9.5”。

方法根据光的速度也用来确定太阳视差。光速的价值决定了非常高的精度和可能利用以几种不同的方式。直接的方法是相反的过程Ole Rømer发现光的速度;即。使用光线方程,或时间采取的不同距离的光线到达我们的眼睛木星,但伟大的准确性并不以这种方式获得。第二个方法是通过的畸变常数的比例,使地球在其轨道的速度的速度光。作为像差每年产生的振幅20.496”在所有恒星的位置,其数量已经确定在许多方面。观察在格林威治1911年至1936年给了价值20.489±0.003导致太阳视差值为8.797±0.013。这种方法不是免费的系统误差的怀疑。

恒星的速度朝向或远离地球的决心光谱观察。通过选择时候地球的轨道运动是向或携带明星,天文学家能够确定数学地球在其轨道的速度。以这种方式从观察太阳视差被发现好望角8.802±0.004。

雷达地球的距离金星提供了最好的太阳视差测定。通过测量雷达脉冲的飞行时间,金星,两个行星之间的距离,使测定地球和太阳之间的距离。

的现值天文单位是149597871公里(92955807英里)。利用雷达测量的主要局限性天文单位是依赖行星轨道的知识,光的速度值的不确定性,在Earth-Venus和电磁效应的可能性等离子体雷达脉冲延迟。

重力方法仍决定太阳视差的另一个手段。在月球理论有一个时间期限一个月称为视差的不平等。项的系数包含太阳的视差和的比值月亮作为一个因素。系数的大尺寸使得它的价值。

的比例结合地球和月球的质量的太阳可能决定从地球和月球的令人不安的行动在行星的椭圆运动。月球的质量比地球1/81.30,因此地球质量比太阳。上面描述的方式类似于月球的视差,然后推导出太阳视差。

恒星视差

的星星太遥远对于任何位置的区别是明显的从两个地方地球地球的表面,但正如围绕在149600000公里太阳期间,恒星从广泛不同的观点一年。影响他们的位置被称为年度视差,定义为恒星的位置的差异从地球上看到的太阳。其每年的数量和方向随时间,和它的最大一个/r,在那里一个地球的半径吗轨道和r恒星的距离。数量非常小,没有达到1/206,265弧度,或1”六十的措施。

使用一个太阳仪由德国物理学家设计约瑟夫•冯•弗劳恩霍夫德国天文学家弗里德里希•威廉•贝塞尔1838年是第一个测量恒星视差。选择61年天鹅座的,一个明星几乎肉眼可见,具有相对较高的速度在天空的飞机,贝塞尔显示在1838年,在修正了速度,星显然搬进来一个椭圆每年。这种反复的运动是一年一度的视差。天文学家知道几个世纪以来,这种效果必须发生,但贝塞尔是第一个证明准确。贝塞尔的视差三分之一秒弧对应的距离约为10.3光年从地球到61天鹅座的,尽管贝塞尔没有这样表达。(最近的恒星半人马座阿尔法星,4.3光年,视差约0.75”)。

直接测量

介绍由美国天文学家弗兰克的摄影方法施莱辛格1903年恒星视差的准确性大大提高。在实践中几个时拍摄的照片明星在子午线日落之后不久,在一个周期(时代),在日出之前六个月后不久。因为恒星的位置也发生了变化,因为它的运动在天空(适当的运动等),至少三个组的观测获得的视差是必要的。从大约25照片五世,恒星的视差通常是确定的精度±0.010”(的错误),尽管摄影圆盘的直径的明星很少低于2.0”。

恒星距离的单位被天文学家表示,秒差距,是视差的恒星的距离是1”。这等于206265次地球的距离太阳,或约30000000000000公里。当p以弧秒,距离d在秒差距,简单关系d= 1 /p成立。1秒差距等于3.26光年。

已知最大的明星视差,0.75”半人马座阿尔法星。七十四个独立的恒星在五秒差距离太阳的距离。这些恒星包括明亮的恒星半人马座阿尔法星,小天狼星,南河三,但大多数是微弱的伸缩对象。