[科普中國]-地心視差

基本原理

一般所謂視差是指隨著觀測者的位置不同他所看到的物體的位置也不同。觀測者與所測星球之間的相對位置因地球自轉(zhuǎn)而時刻在變化著，地球上各點的觀測值自然也不相同，要想把資料積累起來加以利用，就必須把它們?nèi)紦Q算到從地球中心獲得的觀測值。此即為地心視差。圖1中的∠即是。

地球并非圓球，而是赤道周圍較大的旋轉(zhuǎn)橢球體，赤道上的觀測者，觀測在地平線上所見到的星球，地心視差最大，并稱之為赤道地平視差，利用赤道地平視差進行太陽系內(nèi)天體距離的測量。地球和太陽間取平均距離時，太陽的赤道地平視差為,此平均距離作為距離的單位稱為一個天文單位（A.U.）。確定太陽的赤道地平視差，從前曾利用接近地球的小行星愛羅思，也利用同樣的小行星依卡路斯。關(guān)于天文單位的長度，六十年代曾直接利用雷達(dá)電波的往返時間以定出到金星和水星的距離，再精確地推求得出為1億4960萬公里，一個天文單位以光速要走499.005秒。1

數(shù)學(xué)表示觀測者在兩個不同位置看到同一天體的方向之差稱為視差。

對太陽系天體通常取地球中心（簡稱地心）為標(biāo)準(zhǔn)點。由于地球自轉(zhuǎn)或天體的周日視運動，地面上某點觀測到的天體方向和從地心看到的方向之間的差別叫做地心視差或周日視差。地心視差也可以認(rèn)為是站心坐標(biāo)和地心坐標(biāo)之差。

在圖2中，O點代表地心，M點為觀測者在地面的位置，為觀測者的地心天頂?shù)姆较颍?img src="https://img-xml.kepuchina.cn/images/newsWire/cEtTCpW8QiSsHDZ7pxibrufhHl7PdIelpJw1.jpg" alt="" />是一個天體，為觀測者至地心的距離，和分別為天體到地心和觀測者的距離，z=∠，=∠，p=∠，因此對于O，M兩點，天體的方向差為

即在點所測得的地心天頂距要比在地心O所測得的天頂距增加角度p，p即該天體的地心視差。因此一個天體的地心視差，等于該天體和觀測點間的直線所張的角。由圖看出地心視差并不改變天體的方位角。

在三角形中，根據(jù)正弦定律有

由上式可知，地心視差p隨天體距離r（或）的增大而減小，一般太陽系天體的r和都遠(yuǎn)大于，所以地心視差為小量。恒星距地球更要遠(yuǎn)得多，以致所有恒星的地心視差都小到可以忽略不計，因此可以認(rèn)為恒星的站點坐標(biāo)和地心坐標(biāo)相同。

地心視差p的值還依賴于天體的天頂距和觀測者的地心距，當(dāng)時即對赤道上的觀測者天體位在地平圈上時，p達(dá)到其最大值，稱為該天體的赤道地平視差，簡稱地平視差，有

地平視差是天體對地球赤道半徑所張的角度。由于a為常數(shù)，只與天體的地心距離r有關(guān)，所以常用來表示太陽系天體的地心距離r。在天文歷表中列出了太陽、月亮和行星的逐日地平視差值。此外，在IAU 1976天文常數(shù)系統(tǒng)中運用太陽視差表示太陽至地心相差1天文單位的距離，記為，的定義與地平視差類似，

但是這里的A不是任意時刻太陽至地心的距離，而是一個天文單位的距離。2