Расстояния до небесных объектов

и Венеры в моменты элонгации (из прямоугольного треугольника по углу элонгации).

1-й способ: (приближенный) По третьему закону Кеплера можно определить удаленность планеты от Солнца, зная периоды обращений и одно из расстояний.

Элонгация — одна из конфигураций планет: положение планеты, при котором её угловое расстояние от Солнца максимально

В пределах СС за базис берут экваториальный радиус Земли R=6378км.

При малом значении угла, выраженном в радианной мере, учитывая что 1рад =57,30=3438'=206265", получим

3-й способ: Геометрический (параллактический).

Из прямоугольного треугольника гипотенуза (расстояние D) равно:

Луны Р◖=57'02" , Солнца   Р◉=8,794"

гг — радиолокация Солнца,
Меркурия (с 1962 г), Венеры (с 1961 г),
Марса и Юпитера (с 1964 г), Сатурна (с 1973 г) в Великобритании, СССР и США.

Основная идея:
импульс→объект →отраженный сигнал→время

 VЭМВ= С = 299792458м/с≈3*108 м/с.

Предложена советскими физиками
Л.И. Мандельштам и Н.Д. Папалекси

Расположение лазерных уголковых отражателей на Луне. Все, за исключением отражателя Лунохода-1 (L1), работают и сейчас

Более точная лазерная локация проводится с 1969 г

парсек, расстояние определяется методом параллакса. Он известен более 2 тыс. лет, а к звездам его стали применять 160 лет назад.

с разных точек земной орбиты, то есть разное время года.

название одной из основных единиц в астрономии – парсек. Парсек – это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равен одной секунде (1"):
где R – расстояние в парсеках,
p – годичный параллакс в секундах.
1 парсек = 3,26 светового года  =  
= 206 265 астрономических единиц = 3,083∙1015 м.

R=1/p

расстояний до звезд, однако он не применим к звездам, отстоящим от нас на расстояние больше, чем 300 пк. Слишком малые смещения положения звезд надо измерять – меньше одной сотой доли секунды дуги!

отношения интенсивности определенных пар спектральных линий от абсолютной звездной величины звезд строится по интенсивности линий в спектрах тех звезд, расстояние до которых надежно определено. Поэтому по спектральным линиям можно оценить светимость звезды, а затем найти расстояние до нее.