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PARALLAXE SOLAIRE

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À l'origine apparaissant en volume V20, page 762 de l'encyclopédie 1911 Britannica.
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See also:

PARALLAXE See also:SOLAIRE . See also:le problème de:The de la distance du See also:soleil a été toujours considéré comme le fondamental de la See also:mesure céleste. See also:Les difficultés de la manière de la résoudre sont très grandes, et jusqu'à présent les meilleures autorités ne sont pas convenues quant au résultat, l'effet de la moitié par siècle de la See also:recherche ayant dû simplement réduire l'incertitude dans See also:des See also:limites continuellement plus étroites. Les mutations de l'See also:opinion sur le sujet pendant les cinquante dernières années ont été remarquables. Jusqu'à environ le See also:milieu du 19ème siècle on l'a supposé que les passages de See also:Venus à travers le See also:disque du soleil ont eu les moyens la méthode de la fabrication la plus See also:digne de See also:confiance de la détermination en question; et quand See also:Encke dans 1824 a édité sa discussion classique des passages de 1761 et de 1769, on l'a supposé que nous devons attendre jusqu'aux passages de 1874 et 1882 avaient été observés et discutés avant que toute autre lumière il jeté sur le sujet. La parallaxe 8.5776"trouvé par Encke a été donc acceptée sans aucun doute, et a été utilisée dans l'See also:Almanac nautique de 1834 à 1869. Doutez était See also:premier jeté sur l'exactitude de ce nombre par une See also:annonce de See also:Hansen en 1862 que l'inégalité parallactic observée de la See also:lune était irréconciliable avec la valeur admise de la parallaxe solaire, et a indiqué la valeur beaucoup plus grande 8.97". Ce résultat a été bientôt apparemment confirmé par plusieurs autre recherche a fondé tous les deux sur la théorie et l'observation, et si fort a fait l'évidence semblent être que la valeur 8.95"a été employée dans l'Almanac nautique de r87o à 1881. Le See also:dispositif le plus remarquable de la discussion depuis 1862 est que les See also:examens successifs du sujet ont mené à une valeur diminuante continuellement, de sorte qu'à l'See also:heure actuelle il semble possible que la parallaxe réelle du soleil est presque en tant que près à la vieille valeur d'Encke quant à cela qui l'a remplacée la première fois. La valeur de 8-848 ", déterminée par S. See also:Newcomb, a été employée de 1882 à 1900; et depuis lors la valeur 8.8o "a été utilisée, après avoir été adopté à une conférence de See also:Paris dans 1896,1 1 cinq méthodes fondamentalement différentes de déterminer la distance du soleil ont été marchées et appliquées. Elles sont comme suit: I.

Que de measurement.From See also:

direct les See also:mesures de la parallaxe de Venus ou de See also:Mars la parallaxe du soleil mettent en boîte 1 R. S. Ball, l'See also:astronomie sphérique, p. 303. est immédiatement dérivé, parce que les rapports des distances dans le système solaire sont connus avec le dernier degré de méthodes de précision. Les passages de Venus et d'observations de déterminent de diverses sortes sur Mars sont tous à inclure dans See also:cette See also:classe de See also:Lion•. II. La deuxième méthode est en principe extrêmement See also:simple, consistant simplement en multipliant la See also:vitesse observée de la lumière avant que ce qu'il faut à lumière au See also:voyage du soleil à la See also:terre. La vitesse est maintenant déterminée bon; la difficulté doit déterminer la période du passage. IV. La quatrième méthode est par l'inégalité parallactic dans le See also:mouvement de la lune. Pour la relation de cette inégalité à la parallaxe solaire voir la LUNE.

V. La cinquième méthode consiste en observant le déplacement dans la direction du soleil, ou d'un des planètes plus proches, en See also:

raison du mouvement de la terre autour du centre de la gravité commun de la terre et de la lune. Elle exige une See also:connaissance précise de la masse de la lune. L'incertitude de cette masse altère l'exactitude de la méthode. I. Pour commencer par les résultats de la première méthode. Les passages de Venus observés en 1874 et 1882 pourraient être prévus pour tenir un See also:principal See also:endroit dans la discussion. Aucune purement entreprise astronomique de T n'a été ainsi jamais effectuée sur le See also:sus de TSV. . de See also:grand une See also:balance ou si à grand une dépense d'See also:argent et de travail comme a été consacré aux observations de See also:ces passages, et pendant plusieurs années avant que leur occurrence les astronomes de chaque principale nation aient été occupée en discutant des méthodes d'observation et en établissant les détails multifarious nécessaires de leur application réussie. En siècle précédent la confiance a été placée entièrement les moments observés auxoù Venus entré au moment ou à gauche le See also:membre du soleil, mais en 1874 il était possible pour déterminer les positions relatives de Venus et du soleil pendant le cours entier du passage. Deux méthodes ont été conçues. On devait employer un See also:heliometer pour mesurer la distance entre les membres de Venus et le soleil pendant le See also:temps plein que la planète a été vue a projeté sur le disque solaire, et l'autre devaient prendre des photographies du soleil pendant la période du passage et mesurer plus See also:tard les négatifs.

Les Allemands ont étendu le plus grand effort sur des mesures avec le heliometer; les Américains, l'See also:

anglais, et le Français sur la méthode photographique. Ces quatre nations envoient des expéditions bien équipées à de See also:divers quarts du globe, en 1874 et 1882, pour faire les observations exigées; mais quand les résultats ont été discutés elles se sont avérées extrêmement insuffisantes. On l'avait supposé que, avec les télescopes considérablement améliorés des temps modernes, des observations de See also:contact pourraient être faites avec une précision beaucoup plus grande qu'en 1761 et 1769, pourtant, pour quelque raison qu'il n'est pas facile d'expliquer complètement, les observations modernes étaient mais améliorent peu que les plus anciennes. Des anomalies difficiles à expliquer ont été trouvées parmi les évaluations de même les meilleurs observateurs. Les photographies n'ont mené à plus de résultat défini que les observations des contacts, excepté peut-être ceux pris par les Américains, qui avaient adopté un système plus complet que les Européens; mais même c'étaient nullement satisfaisants. Ni les mesures faites par les Allemands avec des heliometers viennent hors de mieux. Par les photographies américaines les distances entre les centres de Venus et du soleil, et les angles entre la See also:ligne touchant les centres et le méridien, ont pu être séparément mesurées et un résultat séparé pour la parallaxe être dérivées de chacun. Les résultats étaient: Passage de 1874: Distances; par. = 8,888 ". Angles de position; "= 8.873". Distances; = passage de 8.873"de 1882: Angles de position; "= 8-772 '. Les mesures allemandes avec le heliometer ont donné des résultats apparent concordants, comme suit: Passage de 1874: par.

= passage 8,876 de 1882: = 8.879". Le résultat combiné de ces deux méthodes est 8.857", alors que la See also:

combinaison de toutes les observations de contact faites par toutes les parties donnait le résultat beaucoup plus See also:petit, 8.794". Seuls les contacts internes avaient été employés, que beaucoup d'astronomes auraient considérés le cours approprié, le résultat auraient été 8'776". En 1877 See also:monsieur See also:David Gill a organisé une expédition à l'île de l'See also:ascension pour observer la parallaxe de Mars avec le heliometer. Par des mesures donnant la position de Mars parmi les étoiles voisines planétaires de See also:Para!laxeathe en See also:matin et soirée. l'effet de la parallaxe a pu être obtenu comme en observant de deux stations différentes; en fait la rotation de la terre a porté l'observateur lui-même autour d'un parallèle de See also:latitude, de sorte que la comparaison de ses propres observations de matin et de soirée ait pu être employée comme si elles avaient été faites à différentes stations. Le résultat était 8.78". L'échec de la méthode basée sur des passages de Venus a mené à un effort See also:international effectué sur l'initiative de monsieur David Gill pour mesurer la parallaxe par des observations sur ces planètes mineures qui approchent le plus près la terre. L'See also:arrangement des observations a été organisé sur une échelle prolongée. Les trois See also:corps choisis pour l'observation étaient: See also:Victoria (See also:juin à août à 26, 1889); See also:Iris (oct. 12 à déc. à, 1888); et See also:Sappho (See also:septembre 18 à oct. 25, 1888). Les distances de ces corps à ce moment-là de l'opposition étaient légèrement moins que l'unité, bien que plus de deux fois plus grand que See also:cela de Mars en 1877. L'inconvénient d'une plus grande distance était, cependant, dans l'opinion de l'ouïe, plus que compensé par l'exactitude avec laquelle les observations pourraient être faites.

Les See also:

instruments utilisés étaient des heliometers, la construction et l'utilisation dont avaient été considérablement améliorées, en grande See also:partie par les efforts de l'ouïe lui-même. Les planètes en question sont apparues dans le télescope comme étoile-comme les objets qui pourraient être comparés aux étoiles avec une exactitude beaucoup plus grande qu'un disque planétaire comme cela de Mars, dont la See also:forme apparente a été changé par sa phase variable, dus aux différentes directions de l'See also:illumination du soleil. Ces observations ont été travaillées vers le haut et discutées par Gill avec la grande élaboration dans les See also:annales de l'See also:observatoire de See also:cap, vols. vi. et vii. Les résultats étaient pour la parallaxe solaire a: De Victoria, 7 = 8.8oi"*0.006 ". Sappho, 7 = 8.798"to•oI I ". "Iris, Y = 8.812"to•oo9". Le résultat See also:moyen général était 8.8o2 ". Des observations méridiennes des mêmes planètes faites afin de commander les éléments du mouvement des planètes Auwers a trouvé tr=8.8o6 ". Dans 1898 l'See also:eros See also:mineur remarquable de planète a été découvert, qui, à ces occasions rares quand dans l'opposition près du See also:perihelion, approcherait la terre à une distance d'o•16. À ces occasions la parallaxe réelle serait six fois plus grandes que qui du soleil, et pourraient donc être mesurées avec une précision beaucoup plus grande que dans le See also:cas de n'importe quelle autre planète. Une telle approche s'était produite en 1892, mais la planète n'a pas été alors découverte.

Phoenix-squares

À l'opposition de 1900-1901 la distance de minimum était o•32, beaucoup moins que cela de n'importe quelle autre planète. On a profité de l'occasion pour faire des mesures photographiques pour la parallaxe à de divers See also:

points de la terre sur une échelle très grande. En raison des difficultés inhérentes à déterminer la position si de faible un See also:objet parmi un grand nombre d'étoiles, les résultats ont pris environ See also:dix ans pour établir. Les ascensions droits photographiques ont donné aux valeurs 8.8o "+ 0,007" ± 0'0027 "(Hinks) et 8.8o" + o•oo67 "= I 0,0025" (Perrine); les observations micrométriques ont donné la valeur 8.8e6"±o•0o4 (les patinoires).' II. La vitesse de la lumière (q.v.) a été mesuré avec toute la précision nécessaire pour le See also:but. Le dernier résultat est les kilomètres 299,8õ par seconde, avec une See also:erreur probable peut-être de 30 que le kilometresthat est, au sujet de l'dix millièmes partie de la quantité elle-même. Ce degré de précision en est lointain au delà de nous 1 Mon. pas R.a.s. (See also:mai 1909) p. 544; ibid. (juin 1910), See also:espoir de P. 588.can d'atteindre dans la parallaxe solaire. L'autre élément qui entre dans la considération est le temps requis pour la lumière pour passer du soleil à la terre.

Ici aucune une telle précision ne peut être atteinte. Les deux méthodes directes et indirectes sont disponibles. La méthode directe consiste en observant les temps d'un See also:

certain momentané ou phénomène céleste rapidement variable, pendant qu'il est évident une fois vu des points opposés de l'See also:orbite de la terre, les seuls phénomènes de la sorte disponible sont des éclipses des satellites de See also:Jupiter, particulièrement du premier. Malheureusement ces éclipses ne sont pas des phénomènes soudains mais changeants lentement, de sorte qu'elles ne puissent pas être observées sans erreur au moins de plusieurs secondes, et pas rarement des fractions importantes d'une See also:minute. Car le temps entier requis pour la lumière pour passer au-dessus du See also:rayon de l'orbite de la terre est seulement environ 500 en second See also:lieu, cette erreur est mortelle à la méthode. La méthode indirecte est basée sur la See also:constante observée de l'See also:aberration ou du déplacement des étoiles dues au mouvement de la terre. Le minuteness de ce déplacement, au sujet de ò•ö ", fait à sa détermination précise une question extrêmement difficile. Les déterminations les plus soigneuses sont affectées par des erreurs systématiques résultant de ces See also:variations température journalières et annuelles, on ne peut pas complètement éliminer dont l'effet dans l'observation astronomique; et la variation récemment découverte de la latitude a présenté un nouvel élément de l'incertitude dans la détermination. En conséquence de lui, les valeurs autrefois trouvées étaient systématiquement trop See also:petites par une quantité que même maintenant il est difficile d'estimer avec la précision. Le nombre classique de See also:Struve, universellement admis pendant la deuxième moitié du siècle de x9th, était 20.445". Des doutes sérieux ont été émis la première fois sur son exactitude par les observations de Nyren avec le même See also:instrument pendant les années 188o-1882, mais sur un nombre beaucoup plus grand d'étoiles. Son résultat, de ses seules observations, était 20,52 "; et tenir See also:compte de l'autre Puikowa résulte, il a conclu la valeur la plus probable pour être ò•492 ".

En le See also:

fournisseur 1895, d'une discussion générale de toutes les observations, dérivée la valeur de 20,50 ". Depuis lors, deux séries raffinées d'observations faites avec le zénith télescopent afin de déterminer la variation de la latitude et la constante de l'aberration ont été continuées par See also:professeur C. L. Doolittle à l'observatoire de See also:fleur près de See also:Philadelphie, et professeur J. K. See also:Rees et ses See also:aides à l'observatoire de l'université de See also:Colombie, New York. Chacune de ces derniers fonctionne est cohérente et apparemment digne de confiance, mais il y a une différence entre les deux qu'il est difficile de expliquer. Le résultat de Rees est ò•47 "; Doolittle, de ò•46 "à ò•56". Cette dernière valeur est See also:conforme très étroitement à une détermination faite par Gill au cap du bon espoir, et la plupart des autres déterminations récentes donnent des valeurs excédant 20,50 ". Dans l'ensemble il est probable que la valeur excède 20.ö "; et autant que les résultats de l'observation directe sont concernés peut, pour le présent, être fixe à 20,52 ". La valeur correspondante de la parallaxe solaire est 8.782". En plus du doute jeté sur ce résultat par l'See also:anomalie entre de diverses déterminations de la constante de l'aberration, on le doute parfois que la dernière constante exprime nécessairement avec la précision entière le rapport de la vitesse de la terre à la vitesse de la lumière.

Tandis que la théorie qu'elle semble fortement probable, elle ne peut pas être considérée comme absolument certaine. tions des passages de Venus. Si exacte est la dernière détermination qui, y avait il aucun See also:

point faible dans les parties suivantes du See also:processus, cette méthode donnerait loin le résultat le plus certain pour la parallaxe solaire. Son point faible est que le mouvement apparent du See also:noeud dépend en partie du mouvement de l'écliptique, qui ne peut pas être déterminée avec la précision égale. La dérivation de la distance du soleil par c'est d'un tel intérêt de sa simplicité que nous montrerons le calcul. Du mouvement observé du noeud de Venus, comme montré par les quatre passages de 1761, de 1769, de 1874 et de 1882, est trouvé de masse de (earth+moon) = la masse du soleil 332600 dans les unités de la gravité de la masse, basées sur le mètre et en second lieu comme unités de longueur et de temps, la masse de la terre de See also:notation = 14,60052 "la lune, = 12,6895. La See also:somme des See also:nombres correspondants multipliés par 332600 donne la masse du soleil de notation = 20,12773. Mettant a pour la distance See also:moyenne de la terre du soleil, et n pour son mouvement moyen dans une seconde, nous employons l'équation fondamentale a'n2 = See also:MOIS-J M ', MOIS étant la masse du soleil, et M 'les masses combinées de la terre et de la lune, qui sont, cependant, trop petit pour affecter le résultat. Pour le mouvement moyen de la terre dans une seconde dans la mesure circulaire, nous prenons la notation de --; de 2r _ n 3155814-9 n = 7'29907 le dénominateur de la fraction étant le nombre de secondes par année sidérale. Puis, de la See also:formule Co MOIS 120,127731 = N2 =. -15'59814 la notation a dans des mètres = 11,17653 notent par. 8,762 de l'eq. See also:hor. du soleil de par.

5,62817 de s eq. hor. du sinus p d'equat. rad 6,80470 '". IV. La détermination de la parallaxe solaire par l'inégalité parallactic du mouvement de la lune comporte également le mouvement deux de l'elementsone de l'observation, l'autre purement de la théorie mathématique de lune. L'inégalité en question a sa plus grande valeur négative près de la période du premier trimestre de la lune, et la plus grande valeur positive près du troisième trimestre. Des observations méridiennes de la lune ont été jusqu'ici faites en observant le passage de son membre See also:

lumineux. Au premier trimestre son premier membre est illuminé; au troisième trimestre, son deuxième membre. Dans chaque cas les résultats des observations peuvent être systématiquement par erreur, non seulement du diamètre incertain de la lune, mais en plus grand degré encore de l'effet variable de l'irradiation et de l'équation personnelle des observateurs. L'élément théorique est le rapport de l'inégalité parallactic à la parallaxe solaire. La détermination de ce rapport est un des problèmes les plus difficiles dans la théorie lunaire. Acceptant le résultat définitif du recherche de E. W. Brown que la valeur de la parallaxe solaire dérivée par cette méthode est environ 8.773".

V. La cinquième méthode est, comme nous avons dit, le mouvement le plus incertain de de tous; elle suffira donc pour citer le résultat. See also:

Barth. qui est n=8.818 ". Ce qui suit peut être pris comme valeurs les plus probables de la parallaxe solaire, comme dérivé indépendamment par les cinq méthodes que nous avons décrites: Des mesures de parallaxe. "vitesse 8.8o2 de lumière. . la masse de 8.781"de l'ineq de par. de la terre 8.762". de la lune. . équation lunaire de 8.773". . 8.818"la question de l'erreur possible ou probable de ces résultats est un sur lesquels il y a une divergence marquée d'opinion parmi des investigateurs. Aucun See also:accord général n'a pu maintenant être conclu probablement sur un rapport plus défini que ceci; le dernier résultat peut être laissé hors de la considération, et la valeur de la parallaxe solaire est probablement contenue entre les limites 8.77"et 8,80." La distance le plus susceptible du soleil peut être énoncée dans des nombres ronds en tant que 93.000.000 See also:milles. (S.

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