地心视差

测绘科学术语

地心视差是对太阳系天体通常取地球中心（简称地心）为标准点；由于地球自转或天体的周日视运动，地面上某点观测到的天体方向和从地心看到的方向之间的差别，也叫做周日视差。地心视差也可以认为是站心坐标和地心坐标之差。

基本原理

一般所谓视差是指随着观测者的位置不同他所看到的物体的位置也不同。观测者与所测星球之间的相对位置因地球自转而时刻在变化着，地球上各点的观测值自然也不相同，要想把资料积累起来加以利用，就必须把它们全都换算到从地球中心获得的观测值。此即为地心视差。图1中的∠即是。

地球并非圆球，而是赤道周围较大的旋转椭球体，赤道上的观测者，观测在地平线上所见到的星球，地心视差最大，并称之为赤道地平视差，利用赤道地平视差进行太阳系内天体距离的测量。地球和太阳间取平均距离时，太阳的赤道地平视差为,此平均距离作为距离的单位称为一个天文单位（A.U.）。确定太阳的赤道地平视差，从前曾利用接近地球的小行星爱罗思，也利用同样的小行星依卡路斯。关于天文单位的长度，六十年代曾直接利用雷达电波的往返时间以定出到金星和水星的距离，再精确地推求得出为1亿4960万公里，一个天文单位以光速要走499.005秒。

数学表示

观测者在两个不同位置看到同一天体的方向之差称为视差。

在图2中，O点代表地心，M点为观测者在地面的位置，为观测者的地心天顶的方向，是一个天体，为观测者至地心的距离，和分别为天体到地心和观测者的距离，z=∠，=∠，p=∠，因此对于O，M两点，天体的方向差为

即在点所测得的地心天顶距要比在地心O所测得的天顶距增加角度p，p即该天体的地心视差。因此一个天体的地心视差，等于该天体和观测点间的直线所张的角。由图看出地心视差并不改变天体的方位角。

在三角形中，根据正弦定律有

由上式可知，地心视差p随天体距离r（或）的增大而减小，一般太阳系天体的r和都远大于，所以地心视差为小量。恒星距地球更要远得多，以致所有恒星的地心视差都小到可以忽略不计，因此可以认为恒星的站点坐标和地心坐标相同。

地心视差p的值还依赖于天体的天顶距和观测者的地心距，当时即对赤道上的观测者天体位在地平圈上时，p达到其最大值，称为该天体的赤道地平视差，简称地平视差，有

地平视差是天体对地球赤道半径所张的角度。由于a为常数，只与天体的地心距离r有关，所以常用来表示太阳系天体的地心距离r。在天文历表中列出了太阳、月亮和行星的逐日地平视差值。此外，在IAU 1976天文常数系统中运用太阳视差表示太阳至地心相差1天文单位的距离，记为，的定义与地平视差类似，

但是这里的A不是任意时刻太阳至地心的距离，而是一个天文单位的距离。

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