Движение небесных тел Определение размеров н ебесных тел и расстояний до них в

системе

который впервые применил греческий ученый Эратосфен.

ни одним из известных геометрических тел. Поэтому в геодезии и

гравиметрии форму Земли считают геоидом.

наблюдателя, называется параллактическим смещением или параллаксом светила. Параллактические смещения светила

тем больше, чем ближе оно к наблюдателю и чем больше перемещение наблюдателя.

светила виден радиус Земли, перпендикулярный к лучу зрения, называется горизонтальным

параллаксом

от Земли до Солнца, примерно равное 149,6 млн км. Это

расстояние принимается за одну астрономическую единицу (1 а. е.).
В астрономических единицах удобно измерять расстояния между телами Солнечной системы.

наиболее точные методы измерений — радиолокационные измерения.
Измерив время t, необходимое

для того, чтобы радиолокационный импульс достиг небесного тела, отразился и вернулся на Землю, вычисляют расстояние D до этого тела по формуле:


где с — скорость света, равная примерно 299 792 458 м/с
или 3108 м/с

лазерной локации позволили измерить расстояния от Земли до Луны с

точностью до нескольких сантиметров.

и расстояние D до светила, можно вычислить линейный радиус R

этого светила по формуле:

длин дуг на ее поверхности.
Определение расстояний до тел Солнечной системы

основано на измерении малых углов (параллаксов). В настоящее время для этого используются методы лазерной локации и радиолокации.
Для измерения расстояний между телами Солнечной системы используется астрономическая единица (1 а. е.), равная при- мерно 149,6 млн км.
Определение размеров тел Солнечной системы основано на измерении угловых радиусов и расстояний до них.