Если расстояния до небесных тел очень велики, то выражать их в километрах неудобно, так как получаются очень большие числа, состоящие из многих цифр. Поэтому в астрономии, помимо километров, приняты следующие единицы расстояний: астрономическая единица (а.е.) - среднее расстояние Земли от Солнца; парсек (пс) - расстояние, соответствующее годичному параллаксу в 1 ; световой год - расстояние, которое свет проходит за один год, распространяясь со скоростью около 300 000 км/сек. Если астрономическую единицу принять равной 149 600 000 км (см. sect; 66), то 1 пс = 30,86 times;1012 км  = 206 265 а.е. = 3,26 светового года; 1 световой год = 9,460 times;1012 км = 63 240 а.е. = 0,3067 пс.

В астрономических единицах обычно выражаются расстоянии до тел Солнечной системы. Например, Меркурий находится от Солнца на расстоянии 0,387 а.е., а Плутон - на расстоянии 39,75 а.е.

Расстояния до небесных тел, находящихся за пределами Солнечной системы, обычно выражаются в парсеках, килопарсеках (1 000 пс) и мегапарсеках (1 000 000 пс), а также в световых годах. В этих случаях

и                                      световых лет.

Ближайшая к Солнцу звезда #8220;Проксима Центавра #8221; имеет годичный параллакс p = 0 ,762. Следовательно, она находится от нас на расстоянии 1,31 пс или 4,26 светового года.

sect; 65. Определение суточного и годичного параллаксов из наблюдений

Пусть из двух точек O1 и О2 (рис. 42) на поверхности Земли, лежащих на одном географическом меридиане, измерены зенитные расстояния z1 и z2 одного и того же светила М в момент прохождения его через небесный меридиан. Предположим далее, что оба пункта наблюдения находятся в северном полушарии и светило наблюдалось в каждом из них к югу от зенита.

Следовательно,

z1  =  j 1 - d 1                            и             z2 = j 2 - d 2,

где j 1 и j 2 - географические широты пунктов, a d 1 и d 2 - топоцентрические склонения светила, отличающиеся от его геоцентрического склонения d  на величины (см. sect; 31)

и                                      В четырехугольнике O1TO2M (рис. 42) угол O1МO2

равен (p1 - p2), угол MO2T тупой (больше 180±) и равен (180± + z2 ), угол O1TO2 равен (j 1 - j 2) и, наконец, угол ТO1М равен (180±- z1). Так как сумма внутренних углов четырехугольника равна четырем прямым, то

360± = p1 - р2 + 180± + z2 + j 1 - j 2 + 180± - z1

или

p1 - p2  =  (j 2 - z2) - (j 1 - z1).

Принимая во внимание соотношения, написанные выше, имеем

р (sin z1 - sin z2) =  [sin (j 1 - d 1) - sin (j 2 - d 2)] times; p = d 2 - d 1,

откуда горизонтальный параллакс светила

По значениям радиуса Земли R в месте наблюдения и экваториального радиуса Земли

R0 вычисляется горизонтальный экваториальный параллакс

Горизонтальный параллакс светила можно определить и из измерений его прямого восхождения из одного и того же места на Земле, но в различные моменты времени.

За промежуток времени между этими моментами вращение Земли переносит наблюдателя из одной точки пространства в другую, что дает соответствующее параллактическое смещение светила. Таким образом, горизонтальный параллакс светила определяется из его топоцентрических координат, полученных из соответствующих и целесообразно выполненных наблюдений.

Аналогичным путем получается годичный параллакс звезд, только в этом случае определяются геоцентрические координаты звезды из наблюдений, произведенных в двух различных точках орбиты Земли и приблизительно через полгода одно после другого (см. sect; 92). Параллаксы, определенные по параллактическому смещению светила, называются тригонометрическими.

Наилучшие современные угломерные инструменты позволяют надежно определять годичное параллактическое смещение звезд до расстояния не свыше 100 пс (p = 0 ,01). Поэтому тригонометрические годичные параллаксы известны лишь для сравнительно небольшого числа звезд (около 6000), наиболее близких к Солнцу. Расстояния до более далеких объектов определяются различными косвенными методами.