- Sonnenparallaxe
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Die Sonnenparallaxe ist jener kleine Winkel, unter dem der Radius des Erdäquators vom Sonnenmittelpunkt aus erscheinen würde (genauer: vom Baryzentrum des Sonnensystems).
Sie ist der Maximalwert jenes parallaktischen Winkels, um den sich die Sonne vor dem Sternhintergrund für einen Beobachter auf der Erde verschieben kann. Wegen der Überstrahlung der Sterne kann die Sonnenparallaxe aber nur indirekt gemessen werden.
Die mittlere Sonnenparallaxe beträgt 8,79415". Wird dieser Wert auf Bogenmaß umgerechnet und der Äquatorradius der Erde durch diesen dividiert, ergibt sich die sogenannte Astronomische Einheit – die mittlere Entfernung zwischen Erde und Sonne. Ihr moderner Wert beträgt 149 597 871 km.
Weil die Erdbahn eine Ellipse ist, die von einer Kreisbahn um 1,67 Prozent abweicht, variiert die Sonnenparallaxe zwischen den Werten 8,64" (Aphel, etwa 5. Juli) und 8,94" (Perihel, etwa 3. Januar).
Die genaueste Methode zu ihrer Bestimmung war bis 1900 die Vermessung der seltenen Venustransite vor der Sonne. In dieser Konstellation ist die Venus mit „nur“ etwa 42 Millionen Kilometer der nächstgelegene Planet zur Erde und weist vor der Sonnenscheibe eine Parallaxe von über 30" auf, die mittels Astrometrie auf 1 Promille oder etwas genauer bestimmbar ist. Schon den Astronomen des 19. Jahrhunderts war diese Genauigkeit allerdings zu gering.
Im Jahr 1898 entdeckte man den Kleinplaneten Eros, der der Erde alle drei Jahrzehnte auf 20 Millionen Kilometer nahekommt. Dadurch lässt sich die Messgenauigkeit mehr als verdoppeln, weil
- seine Parallaxe zweimal größer ist als jene der Venus ist, und
- ein feines „Pünktchen“ vor den Sternen genauer messbar ist als eine durch Hitze flimmernde Planetenscheibe vor der Sonne.
Der moderne Wert der Sonnenparallaxe wurde mittels Radarmessungen zur Venus und verschiedenen Distanzmessungen mittels Raumsonden bestimmt. Während die Astronomische Einheit um 1950 erst auf 0,1 Gigameter bekannt war (149,6 ± 0,1 Mill.km), kannte man sie drei Jahrzehnte später schon 1000 mal genauer und heute sogar besser als 1 km. Damit sind alle absoluten Entfernungen im Sonnensystem – wie sie für die Raumfahrt unerlässlich sind – auf 1 bis 10 km genau berechenbar.
Relative Entfernungen innerhalb des Sonnensystems sind hingegen wegen des dritten Keplergesetzes schon seit langem mit großer Präzision bekannt, weil sich die Umlaufzeiten der Planeten sehr genau ermitteln lassen.
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