При наблюдении относительно близкого небесного тела (Луны, Солнца, планеты) из удаленных точек земной поверхности происходит так называемое параллактическое смещение, то есть тело кажется находящимся в разных точках небесной сферы Из тригонометрии известно, что предмет бывает виден под углом, равным одной секунде дуги, если он удален от наблюдателя на расстояние, в 206 265 раз превышающее его линейные размеры или его диаметр. Следовательно, расстояние Земля-Солнце примерно в 11 500 раз (206 265 : 18 = 11 500) больше диаметра Земли. Однако из-за большой яркости Солнца и нагревания инструмен­та (ведь труба телескопа наводится на дневное светило!) такие из­мерения приводят к потере точности. Поэтому французские астрономы Джан Доменико Кассини и Жан Рише (ок. 1640-1696) решили определить расстояние до Солнца путем измерения па­раллакса Марса - углового смещения планеты на фоне далеких звезд - во время его великого противостояния в 1672 году. Касси­ни измерял положение планеты из Парижа, а Рише - из Кайен­ны, города Французской Гвианы в Южной Америке.

Параллактическое смещение близкой звезды на фоне звездного неба С открытием третьего закона Кеплера относительные расстоя­ния планет в Солнечной системе, выраженные в долях среднего расстояния Земля-Солнце, были хорошо известны. Но чтобы по­лучить масштаб планетной системы и определить абсолютное значение астрономической единицы, достаточно было измерить расстояние между двумя любыми планетами. Измерять же поло­жение планет относительно звезд можно гораздо точнее, чем по­ложение яркого Солнца на дневном небе. Этим и воспользовались впервые Кассиии и Рише. Математическая обработка наблюдений, выполненная Касси­ии в 1673 году, дала значение параллакса Солнца 9,5 секунды ду­ги. Здесь под параллаксом следует понимать угол, под которым со светила виден экваториальный радиус Земли. Отсюда получалось, что среднее расстояние Земли от Солнца (1 а. е.) равно 138,5 млн км (в современных мерах длины), что на 11,1 млн км меньше дей­ствительного значения. Но по тем временам даже такой результат считался большим научным достижением. Английский астроном Эдмонд Галлей (1656-1742) предло­жил метод определения расстояния от Земли до Солнца путем на­блюдения прохождений Венеры по солнечному диску. Ближай­шее такое прохождение должно было состояться в 1761 году, и во все концы света были снаряжены астрономические экспедиции. Разрабатывались и другие способы определения длины астрономической единицы. В частности, астрономы Пулковской обсерватории в 1842-1880 г.г. выполнили точные измерения смещений видимых положений звезд, происходящих по причине дви­жения Земли вокруг Солнца и конечной скорости света (так называемые аберрационные смещения), и нашли, что па­раллакс Солнца равен 8,79 се­кунды дуги; астрономическая единица равна 149,6 млн км, что совпадает с современными измерениями. Но Парижская международная конференция астрономов в 1896 году приня­ла округленные значения: параллакс равен 8,80 секунды ду­ги, астрономическая единица равна 149,5 млн км. Этими зна­чениями астрономы пользова­лись вплоть до 1970 года. В январе 1931 г. малая планета Эрос проходила от Земли на расстоянии всего лишь 0,17 а. е. В наблюдениях (главным образом фотографи­ческих) приняли участие 21 астрономическая обсерватория, в том числе Пулковская. Из наблюдений Эроса была найдена величина параллакса Солнца 8,79 секунды дуги. Вычисленное по новому параллаксу среднее расстояние Земли от центральною светила составляло 149 млн 669 тыс. км. В 60-х годах XX в. астрономы для измерения расстояний до небесных тел Солнечной системы стали применять более точный - радиолокационный метод. Сущность этого метода состоит в том, что в сторону небесного тела посылают мощный кратковременный импульс, а затем принимают отраженный сигнал. Скорость распространения радиоволн в космическом пространстве равна скорости света - 299 792,458 км/с. Поэтому, если точно измерить время, ко­торое необходимо сигналу, чтобы достичь небесного тела и после отражения от его поверхности возвратиться обратно, нетрудно вы­числить искомое расстояние. Так были уточнены расстояния до Луны, Венеры, Меркурия, Марса, Юпитера. Из радиолокационных наблюдений Венеры, проведенных в СССР, США и Англии, было определено значе­ние астрономической единицы: 1 а. е. = 149 597 870 км, с воз­можной ошибкой около 1 км. Такой точности более чем доста­точно для нужд астрономии и космонавтики. В практических це­лях пользуются округленным значением астрономической еди­ницы - 149 млн 600 тыс. км, которому соответствует параллакс Солнца - 8,794 секунды дуги. Таким образом, если параллакс измерен, то расстояние до не­бесного тела Солнечной системы (Луны, Солнца, планеты...) мож­но вычислить по формуле: D = 206265/р * R где D — расстояние от центра Земли до центра небесною тела, выраженное в км; R — экваториальный радиус Земли, равный 6378,160 км; р — параллакс небесного тела, выраженный в секундах дуги. Метод параллакса пригоден и для определения расстоянии до ближайших звезд. Только в качестве базиса используется не ради­ус Земли, а средний радиус земной орбиты. Если большая полу­ось земной орбиты, расположенная перпендикулярно направле­нию на звезду, то расстояние до звезды вычисляется по формуле: r = 206265/π а.е. где π выражено в секундах дуги Из формулы видно, что параллаксу в одну секунду дуги (π = 1) соответствует расстояние, равное 206 265 а.е. Оно называется парсеком (от слов «параллакс» и «секунда») и сокращенно обо­значается пк. Пк - единица расстояния, которая широко используется в звездной астрономии, так как астрономическая единица слишком мала для измерения расстояний до звезд. Расстояние в парсеках вычисляется по очень простой формуле: r = 1/π где π — параллакс звезды в секундах дуги. Самая близкая к нам звезда альфа Центавра имеет параллакс - 0,76 секунды дуги. Стало быть, расстояние до нее - 1,32 пк. Расстояния до звезд измеряют еще в световых годах. Свето­вой год - это такое расстояние, которое свет проходит за один тропический год (промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра солнечного диска через точку весеннего равнодействия, 365,242190 средних солнечных суток). В тропическом году около 3,16 * 107 секунд. Умножая это число на скорость света, получим: 1 световой год = 9,46 • 1012 км = 63 239,7 а. е. Полезно запомнить такие соотношения: 1 парсек (пк) = 30,86 * 1012 км = 3,26 светового года; 1 килопарсек (кпк) = 1000 пк; 1 мегапарсек (Мпк) = 1 000 000 пк. Источник: "Научно-исследовательский испытательный центр подготовки космонавтов имени Ю.А.Гагарина"