ПАРАЛЛАКС СОЛНЕЧНЫЙ, параллакс Солнца (см. Параллакс), характеризующий расстояние от Земли до Солнца, является одной из основных астрономич. постоянных, и потому его определение представляет важнейшую астрономии, задачу. Среднее расстояние Земли от Солнца называется астрономич. единицей расстояний, т. к. на основании третьего закона Кеплера все относительные расстояния между планетами и их спутниками могут быть выражены в этих единицах. Расстояния до звезд также выражаются в этих единицах, и, следовательно, астрономии. единица является единицей масштаба для измерения всей вселенной. Определение расстояний сводится в астрономии к измерению параллакса светила, и естественно поэтому, что П. с. уделяется максимальное внимание и результаты стремятся проверить возможно большим числом способов. Эта задача осложняется как малостью самого П. с. (что обусловлено дальностью Земли от Солнца), так и рядом технич. затруднений, т. к. Солнце нагревает инструменты и в связи с этим уменьшается их точность. Поэтому вместо П. с. измеряют параллакс какой-нибудь планеты, к-рая во время наибольшей близости к Земле имеет значительно больший параллакс, чем Солнце. В качестве такой планеты прежде наблюдали Марс в противостоянии или Венеру во время прохождения ее по диску Солнца, а в последнее время пользуются малыми планетами, особенно близко подходящими к Земле. Определив параллакс планеты, вычисляют на основании третьего закона Кеплера и П. с.
В 1672—73 Кассини организовал экспедицию в Кайенну для наблюдений Марса, послав туда для этой цели своего помощника Рише. Из одновременных наблюдений над положением Марса, произведенных в Кайенне и в Париже, Кассини определил по методу засечки параллакс Марса, т. е. расстояние его от Земли, и получил при помощи него для П. с. величину 9,5", или расстояние 139.980.000 км. Прохождения Венеры по диску Солнца наблюдались с целью определения П. с. в 1761 и 1769. Из данных этих наблюдений Энке получил для П. с. 8,57". В 19 в. — прохождения Венеры (в 1874 и 1882) наблюдались многочисленными экспедициями, снаряженными специально для этой цели несколькими государствами. Результаты не оправдали надежд, возлагавшихся на точность этого метода. Из малых планет для целей определений П. с. наблюдались Ирис, Виктория и Сафо в 1888—89 и Эрос в 1900—91 и в 1931, когда он находился к Земле в 3—6 раз ближе, чем Солнце. На основании этих наблюдений П. с. мог быть принят равным 8,80".
Кроме указанных выше способов, существуют еще т. н. динамические и физич. методы определения П. с. Динамические методы основаны на определении влияния (возмущений), к-рое притяжение Солнца и Земли оказывает на движение Луны и астероидов. Эти влияния зависят от расстояний между светилами, к-рые и находят, определяя величину возмущений и зная массы Земли и Солнца. Физические методы основаны на явлении аберрации (см.); при этом,, однако, необходимо либо знать скорость света, либо время обращения Земли и скорость ее движения (устанавливается путем наблюдения звездных спектров). В наст, время за наиболее точное значение можно принять средний П. с. 8,803"±0,001", что соответствует среднему расстоянию до Солнца (149.450.000±17.000 км); они точны более чем до 0,01%.