Определение расстояний в астрономии, линейных размеров тел солнечной системы

Зная горизонтальный экваториальный параллакс р0 светила, легко определить его расстояние от центра Земли.

Для всех светил, кроме Луны, параллаксы очень малы. Поэтому можно написать:

(3.2)

а именно,

Расстояния до звезд определяются по их годичному параллактическому смещению, которое обусловлено перемещением наблюдателя (вместе с Землей) по земной орбите.

Угол, под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты при условии, что направление на звезду перпендикулярно к радиусу, называется годичным параллаксом звезды p. Если СТ = а есть средний радиус земной орбиты, МС = D — расстояние звезды М от Солнца С, а угол p — годичный параллакс звезды, то из прямоугольного треугольника СТМ имеем

Годичные параллаксы звезд меньше 1", и поэтому

Расстояние D по этим формулам получается в тех же единицах, в которых выражено среднее расстояние а Земли от Солнца.

Угол, под которым с Земли виден диск светила, называется его угловым диаметром. Угловые диаметры некоторых небесных тел (Солнца, Луны, планет) можно определить непосредственно из наблюдений.

Линейные размеры небесных тел, угловые размеры которых непосредственно измерить нельзя (например, малые планеты и звезды), определяются специальными методами.