Годичный параллакс. годичный звёздный параллaкc

Краткие сведения

Радиус земной орбиты составляет одну астрономическую единицу или около 150 миллионов километров. В связи с этим все внеземные объекты на земном небе так же выписывают годичные “петли” (параллактическое движение). Чем дальше небесный объект находится от Земли, тем его параллактическое движение на земном небе является менее заметным (в переводе с греческого слово “параллакс” означает “смещение”).


Измерения углового диаметра параллактического движения небесных тел на земном небе позволяет проводить наиболее точные измерения расстояния до них (тригонометрическое расстояние). Кроме того, важным в истории астрономии оказался суточный (геоцентрический) и вековой параллакс. Первый из них обозначает половину от максимального различия в угловых координатах небесного тела на земном небе при различных географических положениях на поверхности Земли (относительно центра Земли), второй обозначает собственные движения звезд на небе нашей планеты по причине движения Солнечной Системы вокруг центра галактики.

Комментарии

Серафим (08.12.2011)
Комментарии: 9049
Материалы пользователя
Отправить личное сообщение

Серафим Ср, 08/02/2012 — 17:16

Old Man Lincoln (18.08.2009)
Комментарии: 11520
Материалы пользователя
Отправить личное сообщение

Old Man Lincoln Ср, 08/02/2012 — 19:00

one-man (15.05.2011)
Комментарии: 550
Материалы пользователя
Отправить личное сообщение

one-man Ср, 08/02/2012 — 19:07

..Finality

Бел Ріоз (03.07.2010)
Комментарии: 7337
Материалы пользователя
Отправить личное сообщение

Бел Ріоз Ср, 08/02/2012 — 19:14

WRYYYYY
Доктор Хэви (05.02.2010)
Комментарии: 46
Отправить личное сообщение

Доктор Хэви Ср, 08/02/2012 — 20:27

Когда все чудаки мира соберутся процессией, я буду знаменосцем!!!

Flashbacca (07.11.2010)
Комментарии: 4183
Материалы пользователя
Отправить личное сообщение

Flashbacca Ср, 08/02/2012 — 20:53

Образцовая страничка, наполненная Вархаммером (спасибо Нексусу)

Штиль (рассказ)

EVIL (29.09.2011)
Комментарии: 1230
Материалы пользователя
Отправить личное сообщение

EVIL Чт, 09/02/2012 — 08:50

Armour-Hero (12.01.2012)
Комментарии: 1178
Отправить личное сообщение

Armour-Hero Чт, 09/02/2012 — 12:45

Sargeras (11.12.2011)
Комментарии: 39
Материалы пользователя
Отправить личное сообщение

Sargeras Чт, 09/02/2012 — 17:51

one-man (15.05.2011)
Комментарии: 550
Материалы пользователя
Отправить личное сообщение

one-man Чт, 09/02/2012 — 17:59

..Finality

Flashbacca (07.11.2010)
Комментарии: 4183
Материалы пользователя
Отправить личное сообщение

Flashbacca Чт, 09/02/2012 — 20:05

Образцовая страничка, наполненная Вархаммером (спасибо Нексусу)

Штиль (рассказ)

one-man (15.05.2011)
Комментарии: 550
Материалы пользователя
Отправить личное сообщение

one-man Чт, 09/02/2012 — 21:24

..Finality

Flashbacca (07.11.2010)
Комментарии: 4183
Материалы пользователя
Отправить личное сообщение

Flashbacca Чт, 09/02/2012 — 21:41

Образцовая страничка, наполненная Вархаммером (спасибо Нексусу)

Штиль (рассказ)

one-man (15.05.2011)
Комментарии: 550
Материалы пользователя
Отправить личное сообщение

one-man Чт, 09/02/2012 — 22:05

..Finality

hallas (14.11.2010)
Комментарии: 2293
Материалы пользователя
Отправить личное сообщение

hallas Пт, 10/02/2012 — 22:42

Quis custodiet ipsos custodes?

Alucard (14.04.2013)
Комментарии: 331
Отправить личное сообщение

Alucard Чт, 25/04/2013 — 22:20

Piligrim (14.06.2013)
Комментарии: 13
Отправить личное сообщение

Piligrim Пнд, 24/06/2013 — 23:14

Видимая глубина фильмов

Горизонтальным черным пунктиром обозначена глубина в “Аватаре”, сплошные линии — процентили 50% — средняя глубина сцен в фильмах от времени (trend line)Зрители действительно видели в “Аватаре” глубину, чего нельзя сказать про большую часть (!) снятых после него фильмов.Видимая глубина фильмов — длина вертикальной линии из предыдущего графика. Красные линии — конвертация. Чем правее, тем фильм “трехмернее”, самые правые лучше не смотреть на больших экранахКрасные полоски в верхней части — сцены с большой видимой глубиной, зеленые — средние значения глубины, красные нижние — визуально “плоские” сцены. Желтым обозначены промежуточные с обеих сторон. По вертикали — процент сцен в фильме. Справа — самые “честно-трехмерные” фильмы, слева — фильмы с большой долей плоских сцен. Чем длиннее зеленая полоса, тем (при прочих равных) комфортнее фильм на большом экране.на маленьких экранах зрители будут видеть хороший объем всего на 5-15% сцен фильмов (условно 5-15 минут — верхние красные полоски), и то, менее, чем для половины фильмовГоворят, что китайский “мозжечок” более терпелив.Выводы:

Не все фильмы “одинаково трехмерны”. Разница в видимой глубине у разных фильмов может достигать 10 раз, что приводит к тому, что на малых экранах некоторые фильмы становятся совершенно “плоскими”. Тенденция последних 3-х лет — уменьшение видимой глубины фильмов. Помимо всего прочего это стимулирует людей на поход в кинотеатр, поскольку там видимый 3D эффект значительно больше, чем на небольшом домашнем экране. То есть, с учетом возрастающего пиратства, помогает сохранить размер кассовых сборов. Большая видимая глубина традиционна для азиатских и китайских фильмов. Если вы хотите увидеть хорошую глубину на своем телевизоре — скачайте, например, демонстрационные ролики, которые есть у любого серьезного производителя 3D телевизоров и на которых 3D эффект максимален.

Параллакс в фотографии

Отражение солнца в воде находится на отражении фонаря, хотя в неотражённом виде оно находится на заметном удалении над фонарём

Параллакс видоискателя

Основная статья:

Параллакс видоискателя — несовпадение изображения, видимого в оптическом незеркальном видоискателе, с изображением, получаемым на фотографии. Параллакс почти незаметен, когда фотографируют удалённые объекты, и весьма значителен при съёмке близко расположенных объектов. Он возникает из-за наличия расстояния (базиса) между оптическими осями объектива и видоискателя. Величина параллакса P{\displaystyle P} определяется по формуле:

P=BfR{\displaystyle P=B{\frac {f}{R}}},

где B{\displaystyle B} — расстояние (базис) между оптическими осями объектива и видоискателя; f{\displaystyle f} — фокусное расстояние объектива фотоаппарата; R{\displaystyle R} — расстояние до плоскости наводки (объекта съёмки).

Оптический параллакс

Параллакс прицела

Частным случаем является параллакс прицела. Параллакс прицела — это угол между осью ствола и осью прицела с вершиной на цели. Чем ближе цель к стрелку, тем больше этот угол, тем больше надо корректировать прицел. Если прицел пристрелян на расстояние в 100 метров, а цель находится на расстоянии 50 метров, то пуля пролетит ниже цели. И чем ближе цель будет приближаться к 100 метрам от стрелка, тем ближе будет попадание к цели. При нахождении цели дальше 100 метров пуля пролетит выше цели. Баллистику в данном вопросе не учитываем.

Параллакс дальномера

Параллакс дальномера — угол, под которым виден объект во время наводки на резкость с помощью оптического дальномера.

Стереоскопический параллакс

Стереоскопический (бинокулярный) параллакс — это угол, под которым рассматривают объект двумя глазами или когда его фотографируют стереоскопическим фотоаппаратом.

Временно́й параллакс

Временной параллакс — искажение формы объекта параллаксом, возникающим при съёмке фотоаппаратом со шторным затвором. Так как экспозиция происходит не единовременно по всей площади светочувствительного элемента, а последовательно по мере движения щели, то при съёмке быстро движущихся объектов их форма может искажаться. Например, если объект движется в ту же сторону, что и щель затвора, его изображение будет растянуто, а если в обратную, то сужено.

Основные положения

Годичный параллакс у звезд вблизи плоскости эклиптики (слева) и полюса эклиптики (справа)

Ввиду обращения Земли вокруг Солнца положения звезд на небе должны испытывать параллактическое смещение. Видимая форма траектории звезды на небе имеет форму эллипса, большая полуось которого параллельна эклиптике.

Если звезда наблюдается вблизи эклиптики, то максимальный параллактический угол, т.е. угол, образованный звездой, Землёй и Солнцем, находится из соотношения

sin⁡p=ar,{\displaystyle \sin p={\frac {a}{r}},}

где a{\displaystyle a} — расстояние между Землёй и Солнцем, r{\displaystyle r} — расстояние от Солнца до звезды. Если звезда наблюдается вблизи полюса эклиптики, то параллактический угол вычисляется по формуле

tg⁡p=ar.{\displaystyle \operatorname {tg} p={\frac {a}{r}}.}

Поскольку годичные параллаксы звезд чрезвычайно малы, синус и тангенс угла p{\displaystyle p} равны значению самого этого угла, выраженного в радианах. Поэтому в любом случае параллакс пропорционален расстоянию от Земли до Солнца (одна астрономическая единица) и обратно пропорционален расстоянию до звезды.

Параллактическое смещение близких звезд на фоне далёких

На практике при измерении звёздных параллаксов обычно определяют положение звезды относительно других, существенно более слабых звезд, которые предполагаются гораздо более удалёнными, чем исследуемая звезда (дифференциальный метод измерения годичных параллаксов).

Если параллакс звезды определён непосредственным измерением углов, как описано выше, то говорят о тригонометрическом параллаксе. Помимо тригонометрического, в настоящее время существуют и другие методы определения расстояний до звёзд. Например, изучение спектров некоторых звёзд позволяет оценить их абсолютную звёздную величину, а значит, и расстояние. Если его пересчитать в параллактический угол, то полученную величину называеют спектральным параллаксом. Существуют также динамический, групповой, средний и энергетический параллаксы.

Однако нужно помнить, что в конечном итоге все методы определения расстояний требуют калибровки с помощью тригонометрического метода.

Основы геометрии и тригонометрии

При вычислении лунного параллакса активно используются основы геометрии для прямоугольного треугольника. Прямоугольным треугольником называется такой треугольник, у которого один из углов равен 90 градусов.

В прямоугольном треугольнике стороны, которые образуют угол в 90 градусов, называются катетами, а сторона, лежащая напротив угла в 90 градусов гипотенузой. Сумма углов в прямоугольном треугольнике равна 180 градусов. Отсюда несложно определить, что при известном катете (радиусе Земли) и угле между гипотенузой и катетом (суточным параллаксом) гипотенуза (расстояние до небесного тела) будет равна отношению известного катета к синусу суточного параллакса.

Только в этом случае радиус Земли заменяется радиусом земной орбиты вокруг Солнца, а суточный параллакс заменяется годичным параллаксом

Синусом в прямоугольном треугольнике называют отношение катета противолежащего угла к гипотенузе.

Аналогичный принцип вычислений существует для расчетов тригонометрических расстояний до звезд.

По причине огромных расстояний до звезд (ближайшая звезда находится в 270 тысячах астрономических единиц от Солнца), для вычисления тригонометрических расстояний чаще всего используют отношение 206265 угловых секунд и измеренного годичного параллакса, который так же представлен в угловых секундах. Число 206265 означает число угловых секунд в одном радиане. Радиан – это угол, соответствующий дуге окружности, длина которой равна радиусу этой окружности.

Что представляет собой метод параллакса

Для определения расстояния до планет можно было использовать явление, называемое параллаксом. Проще всего его можно продемонстрировать так.

  • Поставьте перед глазами палец, чтобы он был виден на каком-нибудь пестром фоне.
  • Не двигая головой, смотрите на палец по очереди сначала одним глазом, а потом другим.

Вы увидите, что в тот момент, когда вы закрываете один глаз и открываете другой, палец смещается по отношению к фону. Причем ближе вы поднесете палец к глазам, тем больше будет это смещение.

Это происходит потому, что наши глаза расположены на некотором расстоянии друг от друга, так что прямые линии, проведенные от пальца к глазам, образуют заметный угол. Если продолжить эти прямые до фона, они укажут два разных положения пальца. Чем ближе палец к глазам, тем больше этот угол и тем больше кажущееся смещение.


Чтобы измерить расстояние до Луны методом параллакса, достаточно провести наблюдения с двух точек отдаленных друг от друга на сотни километров

Если бы глаза были расставлены шире, это также увеличило бы угол между прямыми, проведенными к пальцу, и палец сместился бы по фону на большее расстояние. Фон обычно так далек, что прямые, проведенные из одной какой-нибудь его точки к глазам, образуют угол, слишком маленький, чтобы его можно было измерить. Поэтому фон можно считать неподвижным.

Тот же самый принцип можно применить и к небесным телам, где “неподвижным фоном” будет звездное небо – звезды находятся слишком далеко и потому кажутся нам с Земли неподвижными.

Как с помощью нехитрых наблюдений и простейших вычислений можно точно вычислить диаметр нашей планеты? Подробнее об этом

Четвертая ступенька

В основе метода лежит закон Хаббла, в котором говорится о зависимости скорости галактики от расстояния до неё. Скорость галактики можно определить по смещению линий спектра галактики из-за эффекта Доплера. И для того чтобы получить расстояние, необходимо разделить полученную скорость на некоторый коэффициент — постоянную Хаббла. А вот эту постоянную определяют исходя из известных расстояний до галактик, полученных одним из предыдущих методов.

Вот такая лестница, высотой в обозримую вселенную. Помимо описанных методов существуют в ступенях и другие. Но если описывать их все, статья получится просто огромной. Но для общего представления об измерении космических расстояний, я думаю, этого вполне достаточно.

Если статья интересна и полезна, ставьте лайк! И подписывайтесь, чтобы чаще видеть астрономию в ленте!

Как измеряется расстояние до звезд и что такое световой год?

Расстояния между звездами настолько велики, что измерять их километрами или милями – занятие с бесконечными нолями. Привычную систему измерений применяют для обозначения расстояний в одной системе. К примеру называют, что минимальное расстояние от Земли до Марса – 55,76 миллионов километров. Со звездами всё сложнее, и здесь обычно используют понятия светового года и парсека.

Астрономическая единица – принятая в астрономии единица измерения объектов Солнечной системы и ближайших к ней объектов Вселенной. Астрономическая единица равна 149 598 100 км (+- ~750 км), что приблизительно равняется среднему расстоянию Земли от Солнца. Современные наблюдения зафиксировали постепенно увеличение значения на 15 см ежегодно, что объясняется, возможной потерей Солнцем массы, последствия солнечного ветра.

Световой год – расстояние, которое свет проходит за один год, в метрах это 9 460 730 472 580 800. На самом деле свет звезд, который мы видим в безоблачную ночь, шёл до нашей планеты многие столетия, а некоторые из них вообще больше не существуют.

Парсек, он же «параллакс угловой секунды» – это расстояние, с которого средний радиус орбиты Земли (перпендикулярный лучу зрения), виден под углом в одну секунду угловую. Если совсем просто, то парсек = 3,26 световым годам.

Интересно то, что в научно-популярной и фантастической литературе принято использовать понятие светового года, а парсеками обычно пользуются только в профессиональных трудах и исследованиях.

Ближайшая к нам звезда – это Альфа Центавра, которая находится от Земли на расстоянии в 4,37 световых лет. А вот до самой удалённой галактики (по состоянию на декабрь 2012 года) от Земли целых 13,3 миллиардов световых лет!. Получается, когда солнце этой самой галактики (известной под индексом UDFj-39546284) потухнет, человечество об этом узнает еще не скоро.

Расстояния в цифрах

  • Меркурий– ближайшая к Солнцу планета, среднее расстояние от Солнца 0,387 а. е (58 млн. км), а расстояние до Земли колеблется от 82 до 217 млн. км. Меркурий движется вокруг Солнца по сильно вытянутой эллиптической орбите, плоскость которой наклонена к плоскости эклиптики под углом 7°.
  • Венера– вторая по удаленности от Солнца планета, среднее расстояние от Солнца 0,72 а.е. (108,2 млн. км). Средний радиус планеты составляет 6051 км, масса – 4,9 на 10 в 24 степени кг (0,82 массы Земли), средняя плотность 5,24 г/см3.
  • Земля– третья от Солнца планета Солнечной системы, среднее расстояние от Солнца 1 а.е. (149,6 млн. км), средний радиус 6371,160 км (экваториальный 6378, 160 км, полярный 6356,777 км), масса – 6 на 10 в 24 степени кг.
  • Марс– четвертая планета от Солнца, среднее расстояние от Солнца составляет 1,5 а.е. (227,9 млн. км). Минимальное расстояние от Марса до Земли составляет 55,75 млн. км, максимальное – около 401 млн. км.
  • Юпитер– пятая по счету от Солнца, а также крупнейшая планета Солнечной системы, среднее расстояние от Солнца 5,2 а.е.(778 млн. км), экваториальный радиус равен 71,4 тыс. км, полярный – около 67 тысяч км, масса 1,9 на 10 в 27 степени кг (317,8 массы Земли), средняя скорость обращения вокруг Солнца – 13,06 км/с.
  • Сатурн– шестая планета от Солнца и вторая по размерам планета в Солнечной системе после Юпитера. Среднее расстояние Сатурна от Солнца 9,54 а.е. (1,427 млрд. км), средний экваториальный радиус около 60,3 тысяч км, полярный – около 54 тысяч км, масса 5,68 на 10 в 26 степени кг (95,1 массы Земли).
  • Уран– седьмая от Солнца планета Солнечной системы. Планета была открыта в 1781 году английским астрономом Уильямом Гершелем и названа в честь греческого бога неба Урана. Среднее расстояние от Солнца 19,18 а.е. (2871 млн. км), средний радиус 25560 км, масса 8,69 на 10 в 25 степени (14,54 массы Земли), средняя плотность – 1,27 г/см3.
  • Нептун– восьмая планета от Солнца и четвертая по размеру среди планет. Нептун открыт в Берлинской обсерватории 23 сентября 1846 года немецким астрономом Иоганном Галле на основании предсказаний, сделанных независимо математиком Джоном Адамсом в Англии и астрономом Урбеном Леверрье во Франции. Среднее расстояние планеты Нептун от Солнца 30,1 а.е. (4497 млн. км), средний радиус около 25 тысяч км, масса 1,02 на 10 в 26 степени кг (17,2 массы Земли), плотность 1,64 г/см3.
  • Плутоном– в честь древнеримского бога подземного царства. В тот момент предполагали, что его масса сравнима с массой Земли, но позже было установлено, что масса Плутона почти в 500 раз меньше земной, даже меньше массы Луны. Масса Плутона 1,2 на 10 в22 степени кг (0,22 массы Земли). Среднее расстояние Плутона от Солнца 39,44 а.е. (5,9 на 10 в12 степени км), радиус около 1,65 тысяч км.

Первая ступенька

Но чтобы заметить смещения звезд, недостаточно смотреть на них поочередно правым и левым глазом. Расстояния до звезд так огромны, что для измерения параллакса приходится применить самый большой доступный базис — диаметр орбиты Земли.

а.е. — астрономическая единица. 149 597 870,7 км

Наблюдая звезду сначала из точки 1, а через полгода из точки 2, можно заметить параллакс относительно очень далеких тусклых звёзд.

Придумали даже специальную единицу измерения расстояний — парсек. Если параллакс объекта за год составит ровно одну угловую секунду, значит до объекта ровно один парсек (параллактическая секунда). Равен 3,26 световых года.

Но на небе не нашлось ни одной звезды, которая сместилась хотя бы на одну угловую секунду. Все параллаксы измеряются долями секунды. Именно поэтому долгое время астрономы не могли определить расстояния даже до ближайших звезд: техника не позволяла зафиксировать такие малые отклонения.


Но и на данный момент у этого метода есть ограничения из-за техники: примерно 1 килопарсек. У объектов, которые находятся дальше, не определить параллакс. Но откуда тогда известны расстояния до галактик? Это же мегапарсеки!

Разделы страницы с параллакс-эффектом

Предыдущие примеры демонстрировали основные приёмы, используя очень простой контент, но страницы большинства сайтов состоят из отдельных блоков-разделов, к которым можно применять разные эффекты. Вот как это делается.

Для начала нам понадобится элемент , чтобы сгруппировать наши слои:

Вот CSS-стили для группового элемента:

В этом примере мне нужно, чтобы каждая группа заполняла вьюпорт, поэтому я указал , однако при необходимости можно указывать разные значения для каждой группы. Значение не даёт браузеру производить слияние слоёв элементов , а позволяет расположить дочерние элементы parallax__layer относительно группового элемента.

При группировке элементов важно помнить одно правило: нельзя обрезать содержимое группы. Если применить свойство к элементу , параллакс-эффект не будет работать

Если не обрезать контент, элементы-потомки будут выходить за его границы, поэтому придётся проявить изобретательность и использовать разные значения для групп, чтобы обеспечить правильное скрытие/отображение контента при прокрутке документа.

Не существует чётких правил для решения проблемы с позиционированием слоёв — в разных проектах может быть разная реализация. Гораздо проще устранить неполадки в слоях, если понимать, как работает параллакс-эффект — чтобы увидеть картину яснее можно применить трансформацию к групповым элементам:

Посмотрите на следующий пример — обратите внимание на опцию debug!

Изменение параллакса

роботы будут общаться с намиИсходный кадрИзмененный кадр: сцена сдвинута от зрителя за плоскость экрана (этот и следующий примеры — это просто горизонтальный сдвиг кадра, то, что делают многие плееры и телевизоры)Измененный кадр: сцена сдвинута к зрителю перед плоскостью экрана, небо находится почти на уровне экранаИсходный кадр и обработанный кадр с глубиной, увеличенной в 3 раза, подход, который пока практически нереально реализовать с высоким качеством в реальном времениПример картинки, получившейся из стереопары при плавном увеличении и уменьшении видимой глубиныфактически задача изменения видимой глубины кадра полностью эквивалентна задаче изменения положения камеры: нужно построить кадры “виртуальной” камеры, находящейся на прямой, проходящей через два известных кадра

  • Метрика максимального, минимального и среднего положительного и отрицательного параллакса для кадров и фильмов. Их вычисление совсем не так тривиально, как кажется, и просто применением библиотек на реальных фильмах (особенно азиатских) обойтись не получается;
  • Расчет гистограммы параллаксов кадров, глубины сцен и накопленной глубины фильмов;
  • Метрика crosstalk — наша модификация модной в этом сезоне MS-SSIM, оптимизированная для измерения заметности перекрестных помех;
  • Метрика стабильности глубины соседних кадров — также имеет массу гитик;
  • Метрика плавности переходов по глубине между сценами (Depth Continuity);
  • Несколько алгоритмов, обеспечивающих автоматическое изменение видимой глубины сцены (изменение положения виртуальной камеры), в том числе — увеличение глубины.

странице проекта VQMT3DВыводы:

Несмотря на многочисленные маркетинговые заявления довольно наивно ожидать, что плееры и телевизоры в ближайшее время “научатся” качественно изменять и особенно увеличивать видимую глубину фильмов в реальном времени. То есть для того, чтобы посмотреть фильм с хорошим видимым объемом основной массе зрителей пока придется ходить в кинотеатры. Телевизоры и плееры, которые обещают “менять параллакс” и даже предоставляют такие ручки на самом деле сдвигают картинку относительно плоскости экрана, не меняя реальную видимую глубину. То есть “плосковатый” фильм при этом так и остается “плосковатым”, но за счет того, что картинка, например, проваливается за рамку экрана, он подсознательно воспринимается “чуть более трехмерным”. Задача изменения видимой глубины, безусловно, будет решена, но сначала должны появиться хотя бы решения, более-менее качественно делающие это offline. Признаком появления таких решений будет массовое появление снятого (а не рендеренного) контента с хорошей глубиной на рекламных автостереоскопических мониторах.

Как измеряются расстояния до планет методом параллакса

К несчастью, планеты Солнечной системы находятся от Земли так далеко, что их смещение на фоне звездного неба при наблюдении из двух обсерваторий слишком мало, чтобы его можно было измерить с достаточной точностью при условиях, существовавших около 1600 г.

Ho в 1608 г. итальянский ученый Галилео Галилей (1564—1642) изобрел телескоп. Телескоп увеличивал не только видимые размеры небесных тел, но и малые смещения, связанные с параллаксом. Таким образом, смещение, слишком малое, чтобы его можно было заметить невооруженным глазом, легко измерялось с помощью телескопа.

В 1671 г. было произведено первое хорошее телескопическое измерение параллакса планеты. Одним из наблюдателей был Жан Рише (1630—1696), французский астроном, возглавлявший научную экспедицию во Французскую Гвиану. Вторым — французский астроном, итальянец по национальности, Джованни Доменико Кассини (1625—1712), остававшийся в Париже.

Одновременно, оба они наблюдали Марс и точно определили его положение относительно соседних звезд. Измерив, насколько различается это положение, и зная расстояние от Кайенны до Парижа, можно было вычислить расстояние до Марса в момент наблюдения.

Как только это расстояние было определено, кеплеровская модель получила масштаб и стало возможно вычислить все остальные расстояния внутри солнечной системы. В частности, Кассини вычислил, что Солнце находится от Земли на расстоянии 140 000 000 км. Это примерно на 10 миллионов километров меньше, чем на самом деле, но для первой попытки результат был превосходным, и его можно считать первым настоящим определением размеров солнечной системы.

На протяжении двух веков после смерти Кассини были произведены более точные измерения параллаксов планет.

В частности, проводились наблюдения над Венерой, когда она проходила между Землей и Солнцем и ее можно было наблюдать в виде крохотного черного пятнышка, движущегося поперек пылающего солнечного диска.

Такие прохождения имели место, например в 1761 и 1769 гг. Если внимательно наблюдать прохождение на разных обсерваториях, то момент, когда Венера коснется солнечного диска, момент, когда она его покинет, и продолжительность прохождения для разных обсерваторий окажутся различными Исходя из этой разницы и из расстояния между обсерваториями, можно вычислить параллакс Венеры, с его помощью — расстояние до нее, а отсюда и расстояние до Солнца.

В 1835 г. немецкий астроном Иоганн Франц Энке (1791—1865), используя данные о прохождении Венеры, вычислил, что расстояние до Солнца равно 152 300 000 км. Это расстояние было больше истинного, но только на 3 000 000 км.

Получить более точные значения было трудно из-за того, что Марс и Венера видны в телескоп как маленькие кружки, а это затрудняло установление точного положения планет. Особенно это касалось Венеры, так как она обладает плотной атмосферой, вызывающей оптические явления, которые мешают определить истинный момент ее соприкосновения с солнечным диском при прохождении.

Наиболее точно установить расстояние до Солнца методом параллакса, удалось только в 1931 году с помощью наблюдения крупных астероидов.

Расстояние до объектов за пределами Солнечной системы, методом параллакса можно измерить с «космических» дистанций – с разных точек орбиты нашей планеты, например


С этим читают