Sol parallax

Solens parallax , solens dagliga parallax ( π ☉ ) är solens horisontella ekvatorialparallax , vinkeln med vilken jordens ekvatorialradie är synlig från solens medelavstånd [1] .

Fram till 1964 var det en fundamental astronomisk konstant och ansågs vara lika med 8,80″ [2] . Med antagandet av ett nytt enhetssystem av den astronomiska unionen 1964, är π ☉ derivatan av konstanten och är 8,794 " . [1]

Metoder för att bestämma solens parallax är indelade i geometrisk (trigonometrisk), dynamisk (gravitationell) och fysisk.

Geometriska metoder för bestämning

Teorin om geometriska metoder utvecklades 1677 av E. Halley . De är baserade på astrometriska mätningar av himlakropparnas positioner i förhållande till stjärnorna. Mätningar kan erhållas samtidigt vid två olika observatorier, som ligger nästan på samma meridian och ganska avlägset i latitud, eller vid en, men vid olika tider på dygnet, med hjälp av observatörens rörelse i rymden på grund av jordens dagliga rotation .

Som himlakroppar, vars uppmätta positioner användes för att beräkna π ☉ , togs i olika epoker [1] :

Mars (sedan 1600-talets andra hälft);
Venus och dess passage över solens skiva (XVIII och XIX århundraden)
Mindre planeter, inklusive Eros , Ikaros och Geografen, vars koordinater har bestämts av fotografiska observationer (sedan slutet av 1800-talet).

Dynamiska detektionsmetoder

Dynamiska metoder för att bestämma solens parallax är baserade på studiet av störningar i planeternas och månens rörelse, orsakade av attraktionen av andra himlakroppar. Det uppmätta avståndet till himlakroppen R 0 jämförs med Rc beräknat från efemeriet . Som ett resultat av en observation erhålls en villkorlig ekvation med avseende på elementen i planetens bana [2] :

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

Och de tror att korrigeringen av den halvstora axeln i planetens omloppsbana orsakas av felaktigheten i den astronomiska enheten och följaktligen Solens parallax.

Fysiska metoder för bestämning

De fysikaliska metoderna för bestämning är baserade på förhållandet mellan jordens medelhastighet i en heliocentrisk bana ( V 0 ≈29,8 km/s ) och banans halvstora axel.

V 0 kan bestämmas genom att mäta de radiella hastigheterna för stjärnor som ligger nära ekliptikan; bestämma den årliga aberrationskonstanten; mätning av Doppler-skiften för radiolinjer (med en våglängd på 21 cm) i spektra av interstellära vätemoln.

Den halvstora axeln kan erhållas med radarmetoder genom att mäta avstånden mellan jorden och planeterna, månen och rymdsonderna.

Anteckningar

↑ 1 2 3 Abalakin V.K. Parallax of the Sun // Stora sovjetiska uppslagsverket. 3:e uppl. - M . : Soviet Encyclopedia, 1975. - T. 19. Otomi - Patch . - S. 182-183 .
↑ 1 2 Zharov V. E. Dagsparallax // Sfärisk astronomi . - M. , 2006. - 480 sid. — (Monografier och läroböcker). - 500 exemplar. — ISBN 5-85099-168-9 .

Litteratur

Blazhko S. N. Kurs för sfärisk astronomi. - 2. - M. - L., 1954.;
Idelson N. I. Grundläggande konstanter för astronomi och geodesi, i boken: Astronomical Yearbook of the USSR for 1942. - M. - L., 1941.;
Kulikov K. A. Astronomis grundläggande konstanter. - M. , 1956.;
Astronomis grundläggande konstanter (Proceedings of the 21st Symposium of the International Astronomical Union 21 augusti 1961). - M. , 1967. ;
Lilley E., Brouwer D. Solparallaxen och vätelinjen (engelska) // The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1959. - Vol. 64 , nr. 8 . - .