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第316章 世纪望远镜与几何模型（第10页）
基线（b）≈，oook（巴黎到圭亚那的距离）。
视差角（p）≈角秒（ooo°）。
计算得火星距离≈，ooo万k。
推算日地距离（au）：
根据开普勒第三定律，火星轨道半径≈au，因此：
[
du}}{}approx，oo，oootext{k}
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]
误差：比现代值（du）小约，但次实现物理测量。
世纪：金星凌日法（精度提升）
（）&年全球观测
方法：
观测金星从太阳表面经过的时间差（不同地点）。
利用三角学计算金星距离，再推算日地距离。
结果：
[
text{au}approx，ooo，oootext{k}adtext{误差约}
]
几何关系涉及三个关键量：
在恒星视差测量中，几何关系涉及三个关键量：恒星距离（d）、地球轨道半径（基线b）和视差角（theta）。只要知道其中任意两个量，就可以计算出第三个。以下是具体说明：
基本公式
三者的关系由视差角的定义决定（小角度近似）：
[
thetaapproxfrac{b}{d}
]
其中：
theta为视差角（单位为弧度），通常很小（角秒级），因此适用小角度近似。
b是基线长度（地球轨道半径约du）。
d是恒星距离。
单位转换：若theta以角秒（ard）为单位，需转换为弧度（text{arcsec}=fras}），公式变为：
[
d=frac{b}{theta}
]
（此时d的单位与b相同，例如au）。
已知任意两个量求第三个
a已知b和theta，求d
直接代入公式：
[
d=frac{b}{theta}
]
示例：
若theta=角秒，b=au，则d=秒差距（parsec，约光年）。
b已知d和theta，求b
变形公式：
[
b=thetacdotd
]
应用场景：
