太陽視差
正文
天文常數之一，以π嫯表示，確切的名稱應該是太陽赤道地平視差。它可以定義為：
，
在雷達天文學問世以前，地月系質心到太陽的距離是通過測定太陽視差π嫯來推算的。由於天文單位是量度太陽系內天體之間距離的基本單位，又是測定恆星三角視差的基線，幾個世紀以來，測定太陽視差就一直是天體測量學中的重要問題。
測定太陽視差π嫯的方法主要是觀測太陽系的行星。當行星（或小行星）最接近地球的時候，先測定行星的周日赤道地平視差，從而確定行星對地球的距離，然後再根據天體力學的理論所求得的行星對地球的距離與日地平均距離之比，推求出太陽視差值。為此，天文學家曾在金星凌日、火星沖、小行星沖等(見行星視運動)天象發生時的有利時刻進行有計畫的觀測，其中特別著名的工作是1930～1931年在愛神星沖時的全球性聯合觀測，全世界有23個天文台（包括中國上海天文台的佘山觀測站）參加觀測。根據這次觀測，瓊斯得到π，先測定一個天文單位距離的光行時τA,在光速c已知的情況下,求得A,再從A導出π嫯。在紐康的天文常數系統中太陽視差取8″80，此數值從1896年起沿用到1967年。在1964年國際天文學聯合會天文常數系統中，太陽視差作為導出常數，π嫯=arcsin(ae/A)=8″79405,這個數值從1968年開始, 一直要用到1983年。在1976年國際天文學聯合會天文常數系統中，太陽視差仍屬於導出常數，取為8″794148，它將從1984年起統一採用。後兩個參數都是根據行星雷達測距確定τA以後，通過A值推算出來的。
