太陽視差
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太陽視差是天文常數之一﹐ 確切的名稱應該是太陽赤道地平視差。它可以定義為﹕ 式中是地球赤道半徑﹐A 是地月系質心到太陽的平均距離﹐即天文單位。 在雷達天文學問世以前﹐地月系質心到太陽的距離[1]是通過測定太陽視差 來推算的。由於天文單位是量度太陽系內天體之間距離的基本單位﹐又是測定恆星三角視差的基線﹐幾個世紀以來﹐測定太陽視差就一直是天體測量學中的重要問題。[2]
目錄
說明
太陽視差
【外文詞條】solar parallax
【作 者】吳守賢
測定方法
測定太陽視差 的方法主要是觀測太陽系的行星。當行星(或小行星)最接近地球的時候﹐先測定行星的周日赤道地平視差﹐從而確定行星對地球的距離﹐然後再根據天體力學的理論所求得的行星對地球的距離與日地平均距離之比﹐推求出太陽視差值。為此﹐天文學家曾在金星凌日﹑火星沖﹑小行星沖等(見行星視運動)天象發生時的有利時刻進行有計畫的觀測﹐其中特別著名的工作是1930～1931年在愛神星沖時的全球性聯合觀測﹐全世界有23個天文台(包括中國上海天文台的佘山觀測站)參加觀測。根據這次觀測﹐瓊斯得到I(^0=8790。現代最精確的觀測採用雷達天文方法﹐先測定一個天文單位距離的光行時A﹐在光速c 已知的情況下﹐求得A ﹐再從A 導出 。在紐康的天文常數系統中太陽視差取880﹐此數值從1896年起沿用到1967年。在1964年國際天文學聯合會天文常數系統中﹐太陽視差作為導出常數﹐ =arcsin(a e/A )=879405﹐這個數值從1968年開始﹐一直要用到1983年。在1976年國際天文學聯合會天文常數系統中﹐太陽視差仍屬於導出常數﹐取為8794148﹐它將從1984年起統一採用。後兩個參數都是根據行星雷達測距確定A以後﹐通過A 值推算出來的。
測量太陽視差
從開普勒第三定律可以求出行星距離的相對數值，事實上這條定律描繪了太陽系按「比例尺的模型」。如果以太陽到地球的平均距離（叫做天文單位）為單位來表示某顆行星到太陽的平均距離，那麼開普勒第三定律就可以寫成：
a^3=T^2
其中a為行星到太陽的平均距離，T為行星的公轉周期，以年為單位。這就是說，只要知道了行星的公轉周期，就可以算出它距離太陽幾個天文單位。由此可見，天文單位是度量太陽系大小的尺子。因此測定地球到太陽的距離是極為重要的。
地球到太陽的距離通常是用太陽的地心視差來表示。所謂地心視差指的是地球半徑對天體的張角。知道了這個角，又知道了地球半徑的長度，地球到這個天體的距離就很容易求得了，因為這只是解直角三角形的問題。但困難在於太陽距離地球很遠，直接測定它的地心視差，誤差很大。於是天文學家轉而去求行星的視差，因為根據開普勒第三定律，可以從行星的視差歸算出太陽的視差。
應用先驅
首先這樣做的是巴黎天文台的卡西尼。1672年他在巴黎觀測火星在恆星間的位置，而另一位天文學家里奇（公元1630～1696年）則在法屬圭亞那的卡賓城同時進行這一觀測。所有恆星相對於火星來說，卻遠得仿佛固定在天穹上，所以卡西尼將自己的測量與里奇的那些測量綜合起來，得到火星的地心視差為25秒，由此推算出太陽的地心視差為9」5，這是有史以來第一次比較接近實際情況的測量結果，影響很大，因為它推翻了當時對太陽系大小的觀念。哥白尼、第谷和開普勒都以為太陽的視差為3』或180」，視差降為9」5，於是太陽的距離擴大了20倍，隨之太陽系裡一切天體的距離和體積都擴大了。
繼卡西尼之後，1704年馬拉底由觀測火星求得太陽的視差10」左右，1719年布拉得雷求得太陽視差為10」左右，1715年拉卡伊得到了10」2這個數據。這些結果都不如卡西尼測得的9」5精確。
哈雷早就提出利用金星凌日來測得太陽視差的辦法。為了觀測1761年和1769年的金星凌日，天文學家們事先做了充分準備，他們組織了不少遠征隊到世界各地去，希望在最好的條件下觀測。可惜，複雜的因素影響了觀測的精度。1761年金星凌日時，各觀測隊求得的太陽視差之值差異很大，小到7」5，大到10」5。但是天文學家們奮鬥不止，遂使1769年的觀測大有進步。
最終數據
這次觀測之後發表論文200餘篇，其中多數結果都是在8」5～8」8之間，法國天文學家潘格雷（公元1711～1796年）綜合分析了全部資料，於1775年公布了最後結果，太陽視差為8」8。這一結果並沒有立刻被人們承認，但最後終於為大家所公認，直到1967年國際天文界都採用這個數據。