Sluneční paralaxa

Paralaxa Slunce , denní paralaxa Slunce ( π ☉ ) je horizontální rovníková paralaxa Slunce , úhel, pod kterým je rovníkový poloměr Země viditelný z průměrné vzdálenosti Slunce [1] .

Do roku 1964 to byla základní astronomická konstanta a byla považována za rovnou 8,80″ [2] . S přijetím nového systému jednotek astronomickou unií v roce 1964 je π ☉ derivací konstanty a je 8,794 " . [1]

Metody určování paralaxy Slunce se dělí na geometrické (trigonometrické), dynamické (gravitační) a fyzikální.

Geometrické metody stanovení

Teorie geometrických metod byla vyvinuta v roce 1677 E. Halleyem . Jsou založeny na astrometrických měřeních poloh nebeských těles vzhledem ke hvězdám. Měření lze provádět současně na dvou různých observatořích, ležících téměř na stejném poledníku a značně vzdálených zeměpisnou šířkou, nebo na jedné, ale v různých hodinách dne, s využitím pohybu pozorovatele v prostoru v důsledku denní rotace Země. .

Jako nebeská tělesa, jejichž naměřené polohy byly použity pro výpočet π ☉ , byly v různých dobách brány [1] :

Mars (od 2. pol. 17. stol.);
Venuše a její přechod přes disk Slunce (XVIII a XIX století)
Menší planety, včetně Eros , Icarus a Geographer, jejichž souřadnice byly určeny fotografickými pozorováními (od konce 19. století).

Dynamické metody detekce

Dynamické metody určování paralaxy Slunce jsou založeny na studiu poruch v pohybu planet a Měsíce, způsobených přitažlivostí jiných nebeských těles. Naměřená vzdálenost k nebeskému tělesu R 0 je porovnána s R c vypočítanou z efemerid. Jako výsledek jednoho pozorování je získána podmíněná rovnice s ohledem na prvky oběžné dráhy planety [2] :

R_{0}-R_{c}=\sum \limits _{k=1}^{6}{\frac {\částečné R_{k)){\částečné p_{k))}\Delta p_ {k}+\epsilon

A věří, že korekce na hlavní poloosu oběžné dráhy planety je způsobena nepřesností astronomické jednotky a tedy i paralaxy Slunce.

Fyzikální metody stanovení

Fyzikální metody stanovení jsou založeny na poměru průměrné rychlosti Země na heliocentrické dráze ( V 0 ≈29,8 km/s ) a hlavní poloosy oběžné dráhy.

V 0 lze určit měřením radiálních rychlostí hvězd ležících blízko ekliptiky; stanovení roční aberační konstanty; měření Dopplerových posunů rádiových čar (o vlnové délce 21 cm) ve spektrech mezihvězdných vodíkových mračen.

Hlavní poloosu lze získat radarovými metodami měřením vzdáleností mezi Zemí a planetami, Měsícem a vesmírnými sondami.

Poznámky

↑ 1 2 3 Abalakin V.K. Paralaxa Slunce // Velká sovětská encyklopedie. 3. vyd. - M . : Sovětská encyklopedie, 1975. - T. 19. Otomi - Patch . - S. 182-183 .
↑ 1 2 Zharov V. E. Diurnální paralaxa // Sférická astronomie . - M. , 2006. - 480 s. — (Monografie a učebnice). - 500 výtisků. — ISBN 5-85099-168-9 .

Literatura

Blazhko S. N. Kurz sférické astronomie. - 2. - M. - L., 1954.;
Idelson N. I. Základní konstanty astronomie a geodézie, v knize: Astronomická ročenka SSSR za rok 1942. - M. - L., 1941.;
Kulikov K. A. Základní konstanty astronomie. - M. , 1956.;
Základní konstanty astronomie (Proceedings of the 21st Symposium of the International Astronomical Union 21. srpna 1961). - M. , 1967 .;
Lilley E., Brouwer D. Sluneční paralaxa a vodíková čára (anglicky) // The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1959. - Sv. 64 , č. 8 . - .