Определение расстояний до тел Солнечной системы основано на измерении их горизонтальных параллаксов, рассмотренных в sect; 31.

Зная горизонтальный экваториальный параллакс р0 светила, легко определить его расстояние от центра Земли (см. рис. 20). Действительно, если ТО = R0 есть экваториальный радиус Земли, ТМ = D - расстояние от центра Земли до светила М, а угол р - горизонтальный экваториальный параллакс светила р0 , то из прямоугольного треугольника ТОМ имеем

Для всех светил, кроме Луны, параллаксы очень малы. Поэтому формулу (3.1) можно написать иначе, положив

Расстояние D получается в тех же единицах, в которых выражен радиус Земли R0. По формуле (3.2) определяются расстояния до тел Солнечной системы. Быстрое развитие радиотехники дало астрономам возможность определять расстояния до тел Солнечной системы радиолокационными методами. В 1946 г. была произведена радиолокация

Луны, а в 1957-1963 гг.- радиолокация Солнца, Меркурия, Венеры, Марса и Юпитера.

По скорости распространения радиоволн с = 3 times; 105 км/сек и по промежутку времени t (сек) прохождения радиосигнала с Земли до небесного тела и обратно легко вычислить расстояние до небесного тела

Расстояния до звезд определяются по их годичному параллактическому смещению,

которое обусловлено перемещением наблюдателя (вместе с Землей) по земной орбите

(рис. 41).

Угол, под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты при

условии, что направление на звезду перпендикулярно к радиусу, называется

годичным параллаксом звезды p. Если СТ = а есть средний радиус земной орбиты, МС

= D - расстояние звезды М от Солнца С, а угол p - годичный параллакс звезды, то

из прямоугольного треугольника СТМ имеем

(3.3)

Годичные параллаксы звезд меньше 1 , и поэтому

(3.4)

Расстояние D по этим формулам получается в тех же единицах, в которых выражено среднее расстояние а Земли от Солнца.