Паралакс Сонця, горизонтальний екваторіальний паралакс Сонця, кут, під яким з середньої відстані Сонця видно екваторіальний радіус Землі. До введення в астрономічну практику методів радіолокацій визначення відстаней до планет чисельне значення П. С. служило одній з найважливіших фундаментальних астрономічних постійних, т.к. в поєднанні з виміряним геодезичним дорогою екваторіальним радіусом Землі воно визначало в км. значення астрономічної одиниці, службовці масштабом всіх лінійних розмірів у Всесвіті. Методи визначення П. С. розділяються на геометричних (тригонометричні), динамічних (гравітаційні) і фізичних.
Геометричні методи визначення П. С. засновані на точних астрометричних вимірах положень планет відносно зірок. З двох обсерваторій, лежачих майже на одному меридіані і досить видалених по широті, визначають відміни тієї або іншої планети за допомогою меридіанних або вертикальних кругів (див. Астрономічні інструменти і прилади ); таким дорогою обчислюють горизонтальний екваторіальний паралакс планети. Знаючи періоди звернень спостережуваної планети і Землі, на основі 3-го закону Кеплера обчислюють і шуканий П. С. Параллакси планет можна визначити і на одній обсерваторії, вимірюючи положення планет відносно зірок за допомогою геліометра в різні години доби, використовуючи переміщення спостерігача в просторі унаслідок добового обертання Землі. Починаючи з 2-ої половини 17 ст з цією метою спостерігали Марс, що наближається до Землі в періоди великих протистоянь до 0,37 астрономічної одиниці (в цей час паралакс Марса в 2,5 разу більше П. С.). Ще точнішими для визначення П. С. є меридіанні і геліометрічеськие спостереження малих планет, положення яких на небесній сфері завдяки їх зіркоподібному вигляду обчислюються надійніше. З кінця 19 ст для визначення П. С. використовують фотографічні спостереження малих планет, що наближаються до Землі на найменші відстані. Серед таких планет — Ерос, що інколи зближується із Землею до 1 / 7 астрономічної одиниці з паралаксом рівним 60", а також малі планети Ікар і Географ. Слідуючи ідеям І. Кеплера, в 18 і 19 вв.(століття) для визначення П. С. спостерігали проходження Венери по диску Сонця (див. Проходження планет по диску Сонця), вимірюючи на двох обсерваторіях час, протягом якого Венера пересікає сонячний диск; теорія методу розроблена в 1677 Е. Галлєєм .
Динамічні методи визначення П. С. засновані на вивченні обурень в русі планет і Луни, що викликаються тяжінням інших небесних тіл. П. С. p і сумарна маса Землі і Луни М , виражена в одиницях маси Сонця, зв'язані співвідношенням
p,
витікаючим з 3-го закону Кеплера. П. С. обчислюється, якщо визначена загальна маса Землі і Луни, по обуреннях, що викликаються цими тілами в русі який або планети. Існують і інші динамічні методи визначення П. С.
Фізичні методи визначення П. С., зокрема, засновані на співвідношенні між середньою швидкістю V 0 руху Землі по геліоцентричній орбіті (близько 29,8 км/сек ) і велика піввісь а цієї орбіти, тобто кінець кінцем с П. С. Ськорость V 0 можна визначити: вимірюючи променеві швидкості зірок, лежачих поблизу екліптики; визначаючи постійну річній аберації з (див. Аберація світла ), рівну відношенню V 0 до швидкості світла; вимірюючи доплеровськие зсуви радіоліній (з довжиною хвилі 21 см ) в спектрах міжзоряних водневих хмар. Розвиток методів радіолокацій виміру відстаней між Землею і планетами, Місяцем і космічними зондами, а також доплеровських зсувів частот дало можливість безпосередньо визначити значення астрономічної одиниці в км. . У системі астрономічних постійних, прийнятою в 1964, астрономічна одиниця дорівнює 149,6 млн. км. . Таким чином, в цій системі П. С. є похідною астрономічною постійною і складає 8,794". При цьому світлова астрономічна одиниця (час проходження світлом відстані, рівної 1 астрономічній одиниці) прийнята рівною t а = 499,012 сік , а екваторіальний радіус земного сфероїда — рівним 6378,160 км. .
Літ.: Блажко С. Н., Курс сферичної астрономії, 2 видавництва, М.— Л., 1954; Ідельсон Н. І., Фундаментальні постійні астрономії і геодезії, в кн.: Астрономічний щорічник СРСР на 1942 рік, М.— Л., 1941, с. 431-34; Куликів До. А., Фундаментальні постійні астрономії, М., 1956; Фундаментальні постійні астрономії [Матеріали 21 Симпозіуму Міжнародного астрономічного союзу. 21 серпня 1961], М., 1967; Lilley Е., Brouwer D., The solar parallax and the hydrogen line, «The Astronomical Journal», 1959, v. 64 №8.
