и суммарная масса Земли и Луны М, выраженная в единицах массы Солнца, связаны соотношениемПараллакс Солнца, горизонтальный экваториальный параллакс Солнца, угол, под которым со среднего расстояния Солнца виден экваториальный радиус Земли. До введения в астрономическую практику радиолокационных методов определения расстояний до планет численное значение П. С. служило одной из важнейших фундаментальных астрономических постоянных, т.к. в сочетании с измеренным геодезическим путём экваториальным радиусом Земли оно определяло в км значение астрономической единицы, служащей масштабом всех линейных размеров во Вселенной. Методы определения П. С. разделяются на геометрические (тригонометрические), динамические (гравитационные) и физические.
Геометрические методы определения П. С. основаны на точных астрометрических измерениях положений планет относительно звёзд. Из двух обсерваторий, лежащих почти на одном меридиане и достаточно удалённых по широте, определяют склонения той или иной планеты при помощи меридианных или вертикальных кругов (см. Астрономические инструменты и приборы); таким путём вычисляют горизонтальный экваториальный параллакс планеты. Зная периоды обращений наблюдаемой планеты и Земли, на основе 3-го закона Кеплера вычисляют и искомый П. С. Параллаксы планет можно определить и на одной обсерватории, измеряя положения планет относительно звёзд при помощи гелиометра в различные часы суток, используя перемещение наблюдателя в пространстве вследствие суточного вращения Земли. Начиная со 2-й половины 17 в. с этой целью наблюдали Марс, приближающийся к Земле в периоды больших противостояний до 0,37 астрономической единицы (в это время параллакс Марса в 2,5 раза больше П. С.). Ещё более точными для определения П. С. являются меридианные и гелиометрические наблюдения малых планет, положения которых на небесной сфере благодаря их звездообразному виду вычисляются более надёжно. С конца 19 в. для определения П. С. используют фотографические наблюдения малых планет, приближающихся к Земле на наименьшие расстояния. Среди таких планет — Эрос, иногда сближающийся с Землёй до 1/7 астрономической единицы с параллаксом, равным 60", а также малые планеты Икар и Географ. Следуя идеям И. Кеплера, в 18 и 19 вв. для определения П. С. наблюдали прохождения Венеры по диску Солнца (см. Прохождение планет по диску Солнца), измеряя на двух обсерваториях время, в течение которого Венера пересекает солнечный диск; теория метода разработана в 1677 Э. Галлеем.
Динамические методы определения П. С. основаны на изучении возмущений в движении планет и Луны, вызываемых притяжением других небесных тел. П. С. p и суммарная масса Земли и Луны М, выраженная в единицах массы Солнца, связаны соотношением
p
,
вытекающим из 3-го закона Кеплера. П. С. вычисляется, если определена общая масса Земли и Луны, по возмущениям, вызываемым этими телами в движении какой либо планеты. Существуют и другие динамические методы определения П. С.
Физические методы определения П. С., в частности, основаны на соотношении между средней скоростью V0 движения Земли по гелиоцентрической орбите (около 29,8 км/сек) и большой полуосью а этой орбиты, т. е. в конечном счёте с П. С. Скорость V0 можно определить: измеряя лучевые скорости звёзд, лежащих вблизи эклиптики; определяя постоянную годичной аберрации c (см. Аберрация света), равную отношению V0 к скорости света; измеряя доплеровские смещения радиолиний (с длиной волны 21 см) в спектрах межзвёздных водородных облаков. Развитие радиолокационных методов измерения расстояний между Землёй и планетами, Луной и космическими зондами, а также доплеровских смещений частот дало возможность непосредственно определить значение астрономической единицы в км. В системе астрономических постоянных, принятой в 1964, астрономическая единица равна 149,6 млн. км. Таким образом, в этой системе П. С. является производной астрономической постоянной и составляет 8,794". При этом световая астрономическая единица (время прохождения светом расстояния, равного 1 астрономической единице) принята равной tа = 499,012 сек, а экваториальный радиус земного сфероида — равным 6378,160 км.
Лит.: Блажко С. Н., Курс сферической астрономии, 2 изд., М.— Л., 1954; Идельсон Н. И., Фундаментальные постоянные астрономии и геодезии, в кн.: Астрономический ежегодник СССР на 1942 год, М.— Л., 1941, с. 431-34; Куликов К. А., Фундаментальные постоянные астрономии, М., 1956; Фундаментальные постоянные астрономии [Материалы 21 Симпозиума Международного астрономического союза. 21 августа 1961], М., 1967; Lilley Е., Brouwer D., The solar parallax and the hydrogen line, «The Astronomical Journal», 1959, v. 64, №8.
В. К. Абалакин.