同样的物体在离我们较远时比较近时看起来小一些⁽¹³⁴⁾。因此日、月和地影都随与地球的不同距离而变，这和视差变化的情况一样。根据上面得到的结果，对任何距离都容易测定这一切变化。首先，对太阳来说，这是很清楚的。我已经阐明[Ⅲ，21]，若取周年运转轨道的半径=10，000^p，则地球与太阳的最长距离=10，322^p(135)。在周年运转轨道直径的另一部分，在地球最接近太阳时距离=9678^p[=10，000-322]。因此，若取高拱点=1179地球半径[Ⅲ，19]，则低拱点=1105，而平拱点=1142⁽¹³⁶⁾。用1179除1，000，000，则可知在直角三角形中848^p(137)所对的最小角=2′55″，这是出现在地平附近的最大视差。与此相似，用1105（=最短距离）除1，000，000，即得905^p(138)，所张角为3′7″=在低拱点的最大视差。但是已经说明[Ⅳ，20]，太阳直径=5²⁷/₆₀地球直径，并且在高拱点所张角=31′48″⁽¹³⁹⁾。须知1179∶5²⁷/₆₀=2，000，000∶9245=轨道直径∶31′48″所对边长。因此在最短距离（=1105地球半径）处，太阳的视直径=33′54″。于是这些数值之差[33′54″-31′48″]为2′6″，但是视差之差仅为12″[3′7″-2′55″]。由于这两个差值都很小，托勒密[《大成》，Ⅴ，17]认为它们可以忽略不计，他的理由是感官很难察觉1′或2′，而对弧秒来说就更难察觉了。因此，如果我们到处都取太阳的最大视差=3′⁽¹⁴⁰⁾，我们似乎不会出任何差错。但是我将从太阳的平均距离或者（像某些天文学家⁽¹⁴¹⁾所作的那样）从太阳的小时视行度，来求太阳的平均视直径。他们认为太阳的小时视行度与其直径之比等于5∶66=1∶13¹/₅⁽¹⁴²⁾。小时视行度与太阳的距离几乎成正比。

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