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太阳视差

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  天文常数之一,以π嫯表示,确切的名称应该是太阳赤道地平视差。它可以定义为:

太阳视差

式中αe是地球赤道半径,A是地月系质心到太阳的平均距离,即天文单位
  在雷达天文学问世以前,地月系质心到太阳的距离是通过测定太阳视差π嫯来推算的。由于天文单位是量度太阳系内天体之间距离的基本单位,又是测定恒星三角视差的基线,几个世纪以来,测定太阳视差就一直是天体测量学中的重要问题。
  测定太阳视差π嫯的方法主要是观测太阳系的行星。当行星(或小行星)最接近地球的时候,先测定行星的周日赤道地平视差,从而确定行星对地球的距离,然后再根据天体力学的理论所求得的行星对地球的距离与日地平均距离之比,推求出太阳视差值。为此,天文学家曾在金星凌日、火星冲、小行星冲等(见行星视运动)天象发生时的有利时刻进行有计划的观测,其中特别著名的工作是1930~1931年在爱神星冲时的全球性联合观测,全世界有23个天文台(包括中国上海天文台的佘山观测站)参加观测。根据这次观测,琼斯得到π,先测定一个天文单位距离的光行时τA,在光速c已知的情况下,求得A,再从A导出π嫯。在纽康天文常数系统中太阳视差取8″80,此数值从1896年起沿用到1967年。在1964年国际天文学联合会天文常数系统中,太阳视差作为导出常数,π嫯=arcsin(ae/A)=8″79405,这个数值从1968年开始, 一直要用到1983年。在1976年国际天文学联合会天文常数系统中,太阳视差仍属于导出常数,取为8″794148,它将从1984年起统一采用。后两个参数都是根据行星雷达测距确定τA以后,通过A值推算出来的。

 

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