太阳视差
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太阳视差是天文常数之一﹐ 确切的名称应该是太阳赤道地平视差。它可以定义为﹕ 式中是地球赤道半径﹐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[1]是通过测定太阳视差 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。[2]
目录
说明
太阳视差
【外文词条】solar parallax
【作 者】吴守贤
测定方法
测定太阳视差 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画的观测﹐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I(^0=8790。现代最精确的观测采用雷达天文方法﹐先测定一个天文单位距离的光行时A﹐在光速c 已知的情况下﹐求得A ﹐再从A 导出 。在纽康的天文常数系统中太阳视差取880﹐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﹐ =arcsin(a e/A )=879405﹐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8794148﹐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A以后﹐通过A 值推算出来的。
测量太阳视差
从开普勒第三定律可以求出行星距离的相对数值，事实上这条定律描绘了太阳系按“比例尺的模型”。如果以太阳到地球的平均距离（叫做天文单位）为单位来表示某颗行星到太阳的平均距离，那么开普勒第三定律就可以写成：
a^3=T^2
其中a为行星到太阳的平均距离，T为行星的公转周期，以年为单位。这就是说，只要知道了行星的公转周期，就可以算出它距离太阳几个天文单位。由此可见，天文单位是度量太阳系大小的尺子。因此测定地球到太阳的距离是极为重要的。
地球到太阳的距离通常是用太阳的地心视差来表示。所谓地心视差指的是地球半径对天体的张角。知道了这个角，又知道了地球半径的长度，地球到这个天体的距离就很容易求得了，因为这只是解直角三角形的问题。但困难在于太阳距离地球很远，直接测定它的地心视差，误差很大。于是天文学家转而去求行星的视差，因为根据开普勒第三定律，可以从行星的视差归算出太阳的视差。
应用先驱
首先这样做的是巴黎天文台的卡西尼。1672年他在巴黎观测火星在恒星间的位置，而另一位天文学家里奇（公元1630～1696年）则在法属圭亚那的卡宾城同时进行这一观测。所有恒星相对于火星来说，却远得仿佛固定在天穹上，所以卡西尼将自己的测量与里奇的那些测量综合起来，得到火星的地心视差为25秒，由此推算出太阳的地心视差为9”5，这是有史以来第一次比较接近实际情况的测量结果，影响很大，因为它推翻了当时对太阳系大小的观念。哥白尼、第谷和开普勒都以为太阳的视差为3’或180”，视差降为9”5，于是太阳的距离扩大了20倍，随之太阳系里一切天体的距离和体积都扩大了。
继卡西尼之后，1704年马拉底由观测火星求得太阳的视差10”左右，1719年布拉得雷求得太阳视差为10”左右，1715年拉卡伊得到了10”2这个数据。这些结果都不如卡西尼测得的9”5精确。
哈雷早就提出利用金星凌日来测得太阳视差的办法。为了观测1761年和1769年的金星凌日，天文学家们事先做了充分准备，他们组织了不少远征队到世界各地去，希望在最好的条件下观测。可惜，复杂的因素影响了观测的精度。1761年金星凌日时，各观测队求得的太阳视差之值差异很大，小到7”5，大到10”5。但是天文学家们奋斗不止，遂使1769年的观测大有进步。
最终数据
这次观测之后发表论文200余篇，其中多数结果都是在8”5～8”8之间，法国天文学家潘格雷（公元1711～1796年）综合分析了全部资料，于1775年公布了最后结果，太阳视差为8”8。这一结果并没有立刻被人们承认，但最后终于为大家所公认，直到1967年国际天文界都采用这个数据。