Паралакси и разстояния до телата в Слънчевата система и до звездите

Денонощен хоризонтален паралакс

R - радиус на Земята
Δ - разстояние от центъра на Земята до светилото
А - земен наблюдател
р - денонощен хоризонтален паралакс
Δ= R/sin p
Денонощният хоризонтален паралакс на луната е p_Л= 57', а на Слънцето р_с = 8.8". Денонощният паралакс се използва за определяне на разстоянията от нас до телата в Слънчевата система.

Годишен паралакс

r - разстояние до звездата
а - средно разстояние между Земята и Слънцето
ъгъл π- паралакс на звездата
r = a/sinπ
Понеже е малък, sinπ ≈ π[rad].
1rad = 206265" (дъгови секунди)
r = 206265 a/π"
a=1AU(астрономическа единица)=150×10⁶км
r [AU] = 206265/π"
Парсек: r = 1 парсек (рс), когато π = 1"
1 pc= 3.26 ly (светлинни години)=206265 AU
r [pc] = 1/π"

На фигурата е показан частен случай, когато звездата се намира на права линия, минаваща през Слънцето и перпендикулярна на равнината на еклиптиката. Звезди, намиращи се в други положения, при видимото си годишно паралактично движение описват върху небесната сфера елипси с различен ексцентрицитет. Паралаксът на такива звезди е равен на ъловия размер на големите полуоси на описваните от тях елипси. Елипсите, които описват звездите, са толкова по-сплеснати, колкото по-близо са звездите до равнината на земната орбита около Слънцето. Елипсите, описвани от звезди, които лежат в равнината на земната орбита (т.е., които са на еклиптиката върху небесната сфера), се израждат в отсечки.

Метод на цефеидите за определяне на разстоянията в Космоса:
Цефеидите са пулсиращи променливи звезди. Те са свръхгиганти с много висока светимост и се виждат на големи разстояния. Могат да се различат като отделни звезди дори в други галактики. Периодът им на изменение на блясъка е толкова по-голям, колкото по-голяма е светимостта им. Тази закономерност е изучена и може да се използва за определяне на разстоянията до цефеидите. Периодът на дадена цефеида се определя от наблюдения. От зависимостта период-светимост, получена въз основа на други наблюдавани цефеиди, по периода на цефеидата се определля нейната светимост L. От светимостта й може да се изчисли абсолютната й звездна величина М. Измерва се видимата звездна величина на цефеидата m и по формулите, дадени в раздел Астрофизика, се изчислява разстоянието до нея r. По него може да се съди и за разстоянието до галактиката, в която се намира цефеидата.