天文單位

本文是關於長度單位的。對於常數，請參閱天文常數。對於天文學單位，請參閱天文系統.
天文單位
Astronomical unit.png
灰色線表示地球距離距離，平均約為1個天文單位。
一般信息
單位系統天文系統
（接受SI使用）
單位長度
象徵au或au或au
轉換
1 au或au或au在 ......等於...
   公制（si） 單位   1.495978707×1011 m
   帝國和我們單位   9.2956×107 mi
   天文單位   4.8481×10-6 個人電腦
   1.5813×10-5 ly

這天文單位（象徵：au，[1][2][3][4]或者au或者au）是長度單位，大致距離從地球到太陽大約等於1.5億公里（9300萬英里）或8.3輕時。從地球到太陽的實際距離隨著地球繞太陽的繞而變化約3％（aphelion）至少近日）每年再次返回一次。天文單位最初被認為是地球的平均水平和圍場的平均值。但是，自2012年以來，它已被定義為149597870700m（有關幾次轉換，請參見下文）。[5]

天文單元主要用於測量太陽系或周圍其他星星。它也是另一個天文長度單位定義的基本組成部分，parsec.[6]

符號用法的歷史

天文單位已使用了各種單位符號和縮寫。在1976年的決議中國際天文聯盟（IAU）使用了符號一個表示等於天文單位的長度。[7]在天文學文獻中，符號au是（並且仍然）常見。2006年，國際重量和措施（BIPM）建議將UA作為單元的符號。[8]在非規範的附件C中ISO 80000-3：2006（現在撤回），天文單位的象徵是“ ua”。

在2012年，IAU指出“目前正在使用各種符號為天文單元使用”，建議使用符號“ Au”。[1]這科學期刊由The出版美國天文學會和皇家天文學會隨後採用了這個符號。[3][9]在2014年修訂版和2019年版Si小冊子中，BIPM使用了單元符號“ AU”。[10][11]ISO 80000-3：2019，取代ISO 80000-3：2006，沒有提及天文單位。[12][13]

單位定義的開發

也可以看看：地球的軌道

地球的軌道陽光周圍是一個橢圓。這半肌軸這個的橢圓軌道被定義為筆直的一半線段加入圍欄和囊泡。太陽的中心位於這個直線細分市場上，但不在中點。由於橢圓形是良好的形狀，因此測量其極端的點可以數學上定義了確切的形狀，並可能對整個軌道以及基於觀察的預測進行了計算。此外，它繪製了一年中地球穿越最大的直線距離，定義了觀察最大的時間和地點視差（明顯的位置轉移）在附近的恆星中。知道地球的轉移和恆星的轉移使恆星的距離得以計算。但是，所有測量值都遭受一定程度的錯誤或不確定性，而天文單位長度的不確定性僅增加了恆星距離的不確定性。精確度的改善一直是改善天文學理解的關鍵。在整個20世紀，測量變得越來越精確和復雜，並且更加依賴於對所描述的影響的準確觀察愛因斯坦相對論以及它使用的數學工具。

通過改善對法律的理解，不斷檢查和交叉檢查改進的測量天體力學，它控制太空中物體的運動。從這些法律中計算出對像在確定時間的預期位置和距離埃弗默里斯.NASA噴氣推進實驗室Horizons System提供了幾種Ephemeris計算服務之一。[14]

1976年，為了建立天文單位的精確度量，IAU正式採用了新的定義。儘管直接基於當時可用的觀測測量值，但根據當時從天體力學和行星胚層的數學推導來重塑該定義。它指出：“長度的天文單位是長度（一個）高斯引力常數（k）佔據價值0.01720209895當測量單位是長度，質量和時間的天文單位時”。[7][15][16]同等地，根據這個定義，一個AU是“無擾動的圓形牛頓軌道的半徑，圍繞具有無限質量的粒子的太陽，用一個角頻率的0.01720209895每天弧度”[17]或或者以那個長度地中心度引力常數（產品Gm☉）等於（0.01720209895）2au3/d2當長度用於描述太陽系中對象的位置時。

隨後對太陽系的探索空間探針使得獲得對相對位置的精確測量內行星和其他對象雷達和遙測。與所有雷達測量一樣，它們依賴於測量所花費的時間光子從對象反射。因為所有光子都在光速在真空中，宇宙的基本常數，對象與探針的距離被計算為光速和測量時間的乘積。但是，為了精確，計算需要調整光子傳輸時探針和物體運動的事物。此外，時間本身的測量必須轉化為標準量表，以說明相對論時間擴張。埃弗米斯位置與表達的時間測量的比較氣室動力學時間（TDB）導致每天天文單位中光速的價值（ov86400s）。到2009年，IAU已更新了其標準措施以反映改進，併計算了光速173.1446326847（69）AU/D（TDB）。[18]

1983年，CIPM修改了國際單位體系（si）將儀表定義為在1/中通過光在真空中傳播的距離299792458第二。這取代了先前的定義，該定義有效於1960年至1983年，即儀表等於k kypton-86的一定發射線的一定數量的波長。（發生變化的原因是一種改進的測量光速的方法。）然後可以將光速完全表達為c0=299792458小姐，一個標準也由iers數值標準。[19]從這個定義和2009年IAU標準來看，發現光線遍歷天文單元的時間是τ一個=499.0047838061±0.00000001s，略超過8分鐘19秒。通過乘法，最好的IAU 2009估計是一個=c0τ一個=149597870700±3 m，[20]基於噴氣推進實驗室和IAA – Ras臨時層。[21][22][23]

2006年，BIPM報告了天文單位的價值1.49597870691（6）×1011m.[8]在2014年的SI小冊子修訂中，BIPM認識到IAU 2012年的天文單位重新定義為149597870700m.[10]

該估計值仍然來自觀察和測量值，並且基於尚未標準化所有相對論效應的技術，因此對於所有觀察者而言，並不是恆定的。在2012年，發現僅相對論的均衡將使定義變得過於復雜，IAU只是使用2009年估計將天文單位重新定義為直接綁在儀表的常規長度單位（恰好149597870700m）。[20][24]新的定義還認為，天文單位現在要發揮降低重要性的作用，其用途限於某些應用中的便利性。[20]

1個天文單位=149597870700儀表（根據定義）
=149597870.700公里（確切地）
≈92955807.273英里
≈499.00478384輕秒
≈8.3167463973輕時
≈1.58125074098×10-5光年
≈4.8481368111×10-6parsecs

該定義使光速速度準確地定義299792458小姐，等於完全299792458×86400÷149597870700或大約173.144632674240au/d，大約60個零件兆少於2009年的估計。

用法和意義

根據2012年之前使用的定義，天文單位取決於地中心度引力常數，那是引力常數，G，和太陽質量，m☉。兩者都不G也不m☉可以單獨測量高精度，但是它們的產品值是從觀察行星的相對位置（即開普勒的第三定律用牛頓引力表達）。僅需要產品來計算胚層的行星位置，因此在天文單位而不是在SI單位中計算了胚層。

臨時劑的計算還需要考慮一般相對論。特別是，在地球表面測量的時間間隔（陸地時間與行星的運動相比，，TT）不是恆定的：與“行星第二”相比，陸地第二（TT）似乎更長，而7月相比（通常以TDB為單位測量）。這是因為地球和太陽之間的距離不是固定的（它在0.9832898912和1.0167103335au），當地球更靠近太陽時（近日），太陽的引力場更強，地球沿著軌道路徑移動得更快。由於儀表是根據第二個儀表定義的，並且對於所有觀察者而言，光速是恆定的，因此與“行星儀表”相比，地面表的長度似乎在變化。

儀表被定義為適當的長度，但是SI定義未指定度量張量用於確定它。確實，國際體重與措施委員會（CIPM）指出：“其定義僅適用於足夠小的空間範圍，以至於可以忽略重力場的不均勻性的影響”。[25]因此，儀表是未定義的，目的是測量太陽系內的距離。1976年對天文單位的定義是不完整的，因為它沒有指定參照系在這時要測量的時間，但證明了臨時層的計算是實用的：提出了與一般相對論一致的更完整的定義，[26]隨之而來的“有力辯論”[27]直到2012年8月，IAU採用了1個天文單位的當前定義=149597870700儀表.

天文單元通常用於恆星系統比例尺距離，例如原始磁盤的大小或小行星的HeliePentric距離，而其他單元則用於天文學的其他距離。天文單元太小，無法方便，對於星際距離，parsec和光年被廣泛使用。 parsec（視差弧秒）根據天文單位定義，是具有視差的物體的距離1英寸。光年通常用於流行作品，但不是經認可的非SI單元，很少被專業天文學家使用。[28]

模擬時太陽系的數值模型，天文單位提供了適當的量表，以最小化（溢出，下流和截斷）錯誤浮點計算。

歷史

這本書在太陽和月亮的尺寸和距離上，歸因於Aristarchus，說與太陽的距離是18至20倍距離月球的距離，而真比率是389.174。後一個估計值是基於半月和他估計的太陽87°（真正的價值接近89.853°）。根據范·赫爾登（Van Helden）假設Aristarchus用於月球距離的距離，他計算出的與太陽的距離將落在380和1,520地球半徑。[29]

根據Eusebius在裡面Praeparatio福音派（第XV書，第53章），Eratosthenes發現與太陽的距離為“σταδιωνμυριαδαςτετρακοσιαςκαιοκτωκισμυριας”（實際上是”體育館無數400和80000″），但附加說明在希臘文字中語法協議在。。。之間無數（不是體育館）一方面，兩者都400和80000另一方面，與希臘語一樣，與英語不同，這三個（或所有四個體育館）單詞是變形。這已被翻譯為4080000體育館（1903年翻譯埃德溫·漢密爾頓·吉福德（Edwin Hamilton Gifford）），或804000000體育館（ÉdouradDesPlaces的版本[de]，日期為1974年至1991年）。使用185至190米的希臘體育場，[30][31]前翻譯來754800公里至775200公里，這太低了，而第二次翻譯為148.7至1.528億公里（準確在2％以內）。[32]Hipparchus還對地球與太陽的距離進行了估計，引用了冠毛等於490地球半徑。根據猜想的重建Noel Swerdlow和G. J. Toomer，這是從他假設“最不可感知的”太陽視差的假設7′.[33]

中國數學論文，Zhoubi Suanjing（約公元前1世紀），顯示如何使用在三個地方觀察到的午夜陰影的不同長度來計算到太陽的距離1,000李除了地球是平坦的假設。[34]

到達陽光的距離
估計		估計在au中
太陽的
視差		地球
半徑
Aristarchus（公元前3世紀）
（在大小）  		13'24英寸–7'12英寸256.5–477.80.011–0.020
阿基米德（公元前3世紀）
（在沙子算手）		21英寸100000.426
Hipparchus（公元前2世紀）7'4900.021
Posidonius（公元前1世紀）
（由Coeval引用克利莫德斯）		21英寸100000.426
托勒密（2世紀）2'50''1,2100.052
Godefroy Wendelin（1635）15英寸140000.597
耶利米·霍羅克斯（1639）15英寸140000.597
克里斯蒂亞·惠文斯（Christiaan Huygens）（1659）8.2英寸25086[35]1.068
卡西尼&富裕（1672）9.5英寸217000.925
火焰（1672）9.5英寸217000.925
JérômeLalande（1771）8.6英寸240001.023
西蒙·紐科姆（Simon Newcomb）（1895）8.80英寸234400.9994
亞瑟·欣克斯（1909）8.807“234200.9985
H. Spencer Jones（1941）8.790英寸234661.0005
現代的天文學8.794143″234551.0000

在公元2世紀，托勒密估計太陽的平均距離為1,210時代地球半徑.[36][37]為了確定該值，托勒密開始測量月球的視差，發現構成1°26'的水平月球視差，這太大了。然後，他得出了最大的月球距離64+1/6地球半徑。由於他的視差數字取消了錯誤，他對月球軌道的理論以及其他因素，這個數字近似正確。[38][39]然後，他測量了太陽和月亮的明顯大小，得出的結論是，太陽的明顯直徑等於月球最大距離處的月亮直徑，從月球的記錄中，他估計了這一明顯的直徑，因為以及月食期間月亮穿過的地球陰影錐的明顯直徑。鑑於這些數據，可以將太陽距離地球的距離計算為1,210地球半徑。這使太陽能與月球距離的比率約為19，與Aristarchus的數字相匹配。儘管托勒密的程序在理論上是可行的，但它對數據的小變化非常敏感，以至於將測量值更改幾％可以使太陽能距離無限。[38]

在將希臘天文學傳輸到中世紀伊斯蘭世界之後，天文學家對托勒密的宇宙學模型進行了一些更改，但並沒有很大改變他對地球 - 蘇尼亞距離的估計。例如，在他對托勒密天文學的介紹中，al-Farghānī給出平均太陽距離1,170地球半徑，而在他的zij，al-battānī使用平均太陽距離1,108地球半徑。隨後的天文學家，例如al-bīrūnī，使用類似的值。[40]後來在歐洲哥白尼和Tycho Brahe也使用了可比的數字（1,142和1,150地球半徑），以及托勒密的近似地球距離距離在16世紀倖存。[41]

約翰內斯開普勒是第一個意識到托勒密的估計值必須太低（根據開普勒的說法，至少為三倍）蘆葦桌（1627）。開普勒的行星運動定律允許天文學家計算行星與太陽的相對距離，並重新點燃了測量地球絕對值的興趣（然後可以應用於其他行星）。發明望遠鏡與肉眼相比，允許更準確的角度測量。佛蘭芒天文學家Godefroy Wendelin重複的Aristarchus在1635年的測量值，發現托勒密的值太低了至少11倍。

可以通過觀察到更準確的估計值金星的過境.[42]通過測量兩個不同位置的過境，一個人可以準確地計算金星的視差以及從太陽與太陽的相對距離，太陽視差α（由於太陽的亮度無法直接測量[43]）。耶利米·霍羅克斯試圖根據他對1639 Transit（1662年出版），給出太陽差異15″，類似於溫德林的身影。太陽視差與地球半徑中的地球 - sun距離有關

太陽視差越小，太陽與地球之間的距離越大：15英寸等同於地球 - 距離的距離13750地球半徑。

克里斯蒂亞·惠文斯（Christiaan Huygens）認為距離更大：通過比較金星的明顯大小和火星，他估計價值約為24000地球半徑，[35]等效於太陽差異8.6英寸。儘管Huygens的估計值非常接近現代價值，但由於天文學的歷史學家經常被折扣，因為他必須為工作方法做出的許多未經證實的（和錯誤的）假設。他的價值的準確性似乎更多地基於運氣而不是良好的測量，他的各種錯誤相互抵消。

長期以來，金星在太陽面上的過渡是測量天文單位的最佳方法，儘管遇到了困難（這裡是所謂的“黑色下降效果”）和觀察的稀有性。

讓·里奇（Jean Richer）和Giovanni Domenico Cassini測量了火星之間的視差巴黎和辣椒在法屬圭亞那當火星在1672年最接近地球時。9.5英寸，相當於地球距離的距離22000地球半徑。他們也是第一個獲得地球半徑準確和可靠價值的天文學家，這是由同事衡量的讓·皮卡德（Jean Picard）1669年3269000toises。同年看到了天文單位的另一項估計約翰·弗拉姆斯蒂德（John Flamsteed），通過測量火星人晝夜視差.[44]另一個同事，OleRømer，在1676年發現了有限的光速：速度是如此之高，以至於通常引用了光從太陽到地球行進所需的時間，或者是“每單位距離的輕度時間”，這一約定仍在遵循今天的天文學家。

一種更好的觀察金星交通的方法是由詹姆斯·格雷戈里（James Gregory）並在他的Optica Promata（1663）。強烈提倡埃德蒙·哈雷（Edmond Halley）[45]並應用於1761年和1769年觀察到的金星的過渡，然後在1874年和1882年再次應用。金星的過境成對發生，但每個世紀不到一對，並且觀察1761年和1769年的過境是前所未有的國際科學。手術包括詹姆斯·庫克（James Cook）和大溪地（Tahiti）的查爾斯·格林（Charles Green）的觀察。儘管戰爭七年，數十名天文學家被派往世界各地的觀點，付出了巨大的犧牲和個人危險：其中一些人死於努力。[46]各種結果通過JérômeLalande給出一個數字8.6英寸.Karl Rudolph Powalky估計了8.83英寸1864年。[47]

日期方法一個/gm不確定
1895畸變149.250.12
1941視差149.6740.016
1964雷達149.59810.001
1976遙測149.5978700.000001
2009遙測149.5978707000.000000003

另一種方法涉及確定常數畸變.西蒙·紐科姆（Simon Newcomb）當他得出他的廣泛接受的價值時，對此方法產生了很大的重視8.80英寸對於太陽視差（接近現代價值8.794143″），儘管Newcomb還使用了金星過境中的數據。Newcomb也與A. A. Michelson用基於地球的設備測量光速；結合像差常數（這與單位距離的輕度時間有關），這給出了第一個直接測量地球 - sun距離以公里為單位。Newcomb對太陽視差的價值（以及對像差和高斯引力常數的常數）已納入第一個國際系統天文常數1896年，[48]直到1964年，它一直用於計算濱海劑的計算。[49]“天文單位”這個名稱似乎在1903年首次使用。[50][驗證失敗]

發現近地小行星433 ERO1900– 1901年，它在地球附近的通道可以大大改善視差測量。[51]1930 - 1931年進行了另一個衡量433個ERO視差的國際項目。[43][52]

1960年代初期，直接對金星和火星的距離進行了直接的雷達測量。隨著光速測量的改進，這些測量表明，Newcomb對太陽視差的值和畸變常數彼此不一致。[53]

發展

這天文單位用作測量三角形的基線恆星視差（圖像中的距離不是擴展）

單位距離一個（以米為單位的天文單位的價值）可以用其他天文常數表示：

在哪裡G是個牛頓引力，m☉是太陽能塊，k是高斯重力常數的數值和d是一天的時間。[1]太陽通過輻射能量不斷失去質量，[54]因此，行星的軌道正在穩步從太陽向外擴展。這導致呼籲放棄天文單位作為測量單位。[55]

由於光速在SI單元和高斯重力常數中具有精確的定義值k固定在天文系統，測量單位距離的輕度時間完全等同於測量產品G×m☉在SI單位中。因此，可以完全以SI單位構建臨時層，這越來越成為常態。

2004年對內部太陽系中輻射測量值的分析表明世俗的增加在單位距離中，太陽輻射 + +要考慮的要大得多15±4每個世紀的儀表。[56][57]

天文單位的世俗變化的測量未得到其他作者的確認，並且存在爭議。此外，自2010年以來，天文單位尚未由行星濱海底座估計。[58]

例子

下表包含天文單位中給出的一些距離。它包括一些通常在天文單元中沒有給出的距離的示例，因為它們要么太短或太長。距離通常會隨著時間而變化。示例是通過增加距離列出的。

目的長度或距離（AU）範圍評論和參考點裁判
輕秒0.0019–距離光在一秒鐘內傳播–
月球距離0.0026–平均距離地球的距離（阿波羅任務花了大約3天的旅行）–
太陽半徑0.005–半徑太陽（695500公里，432450mi，地球半徑是木星平均半徑的十倍）–
輕時0.12–距離光線在一分鐘內傳播–
汞0.39–距離太陽的平均距離–
金星0.72–距離太陽的平均距離–
地球1.00–平均距離地球的軌道從太陽 （陽光在到達地球之前持續8分19秒）–
火星1.52–距離太陽的平均距離–
木星5.2–距離太陽的平均距離–
亮小時7.2–距離光線在一小時內傳播–
土星9.5–距離太陽的平均距離–
天王星19.2–距離太陽的平均距離–
Kuiper帶30–內部邊緣從大約30 au開始[59]
海王星30.1–距離太陽的平均距離–
埃里斯67.8–距離太陽的平均距離–
Voyager 2130–2022年4月距離太陽的距離[60]
Voyager 1156–2022年4月距離太陽的距離[60]
輕日173–距離光線在一天內旅行–
光年63241–距離光在一個朱利安年（365.25天）–
Oort雲75000±25000Oort雲與太陽的外部極限的距離（估計，對應於1.2光年）–
parsec206265–一parsec。parsec是根據天文單位定義的，用於測量超出太陽系範圍的距離，約為3.26光年：1 pc = 1 au/tan（1英寸）[6][61]
Proxima Centauri268000±126距離太陽系最近恆星的距離–
銀河中心1700000000–從太陽到中心的距離銀河系–
注意：該表中的數字通常是圓形的，估計值，通常是粗略的估計，並且可能與其他來源有很大差異。表還包括其他長度單元進行比較。

也可以看看

參考

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