天文單位
| 天文單位 | |
|---|---|
 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 | 天文系統的單位系統（可與SI一起使用） |
| 單位 | 長度 |
| 象徵 | au或au或au |
| 轉換 | |
| 1 au或au或au ... | ...等於... |
| 公制（ SI ）單位 | 1.495 978 707 × 10 11 m |
| 帝國和美國單位 | 9.2956 × 10 7 mi |
| 天文單位 | 4.8481×10-6 PC 1.5813×10-5 ly 215.03r☉ |
天文單元（符號： au或au或au ）是一個長度的單位，大約是從地球到太陽的距離，大約等於1500億米（9300萬英里）或8.3輕毫米。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％，從最大值（吞噬）到最小值（圓周），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年以來已被定義149 597 870 700 m 。
天文單元主要用於測量太陽系內或其他恆星周圍的距離。在另一個天文長度的定義中，它也是parsec的定義的基本組成部分。
符號用法的歷史
天文單位已使用多種單位符號和縮寫。在1976年的決議中，國際天文聯盟（IAU）使用符號A表示與天文單位相等的長度。在天文學文獻中，符號au是（並且仍然）常見。 2006年，國際重量與措施局（BIPM）建議UA作為該單位的象徵，該象徵來自法國“IntéStaromique”。在非規範的附件C到ISO 80000-3 ：2006（現在撤回）中，天文單位的象徵也是UA。
在2012年，國際奧島（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”。美國天文學會和皇家天文學會出版的科學期刊隨後採用了這一象徵。在2014年修訂版和2019年版SI宣傳冊中，BIPM使用了單位符號“ AU”。 ISO 80000-3：2019，取代ISO 80000-3：2006，沒有提及天文單位。
單位定義的開發
地球圍繞太陽的軌道是橢圓。該橢圓軌道的半軸軸定義為連接圍場和囊狀的直線段的一半。太陽的中心位於這個直線細分市場上，但不在中點。由於橢圓形是眾所周知的形狀，因此測量其極端的點可以數學上定義了確切的形狀，並為整個軌道以及基於觀察的預測做出了可能的計算。此外，它繪製了一年中地球穿越的最大直線距離，定義了觀察附近恆星中最大的視差（明顯的位置變化）的時間和地點。知道地球的班次和恆星的偏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。精確度的提高一直是改善天文學理解的關鍵。在整個20世紀，測量值變得越來越精確和復雜，並且更加依賴於對愛因斯坦相對論和使用的數學工具所描述的效果的準確觀察。
通過改善對天體力學定律的理解，不斷檢查和交叉檢查改進的測量值，該法律控制著空間中物體的運動。從這些法律中計算出對像在既定時間的預期位置和距離，並將其組裝成一個稱為Ephemeris的數據集合。 NASA的噴氣推進實驗室視野系統提供了幾種埃弗米斯計算服務之一。
1976年，為了為天文單位建立更精確的衡量標準，國際電聯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：“長度的天文單位是高斯重力常數（ k ）的長度（ a ） 0.017 202 098 95當測量單位是長度，質量和時間的天文單位時。有角度的頻率0.017 202 098 95弧度每天;或者以地為中心的重力常數（產物g m☉ ）等於（乘積）等於（ 0.017 202 098 95 ） 2 au 3 /d 2 ，當長度用於描述太陽系中對象的位置時。
隨後通過空間探針對太陽系的探索使得通過雷達和遙測方法可以精確地測量內行星和其他物體的相對位置。與所有雷達測量值一樣，它們依賴於測量從物體反射光子所花費的時間。由於所有光子都以真空的光速移動，這是宇宙的基本常數，因此對象與探針的距離被計算為光速和測得的時間的乘積。但是，為了精確，計算需要調整諸如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，以解釋相對論時間擴張。比較ephemeris位置與以barycentric動力學（TDB）表達的時間測量的比較，導致每天天文單位中光速的值86 400 s ）。到2009年，IAU已更新了其標準措施以反映改進，併計算了光速173.144 632 6847 （69）AU/D （TDB）。
1983年，CIPM修改了國際單位系統（SI），以使儀表定義為在1 / / 299 792 458秒。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 k86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C 0 = 299 792 458 m/s ， IERS數值標準也採用了標準。根據該定義和2009年IAU標準，發現光線遍歷天文單元的時間為τa = 499.004 783 8061 ± 0.000 000 01 s ，略超過8分鐘19秒。通過乘法，最佳的IAU 2009估計為a = c 0τa = 149 597 870 700 ± 3 m ，基於噴氣推進實驗室和IAA – RAS胚層的比較。
2006年，BIPM報告了天文單位的價值1.495 978 706 91 （6） × 10 11 m 。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149 597 870 700 m 。
該估計值仍然來自觀察和測量結果，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過於復雜，IAU只是使用2009年的估計值將天文單位重新定義為直接綁在儀表的傳統長度單位（正是149 597 870 700 m ）。新的定義還認識到，天文單位現在要發揮降低重要性的作用，其用途限制在某些應用中的便利性。
1個天文單位 = 149 597 870 700米（根據定義） = 149 597 870.7公里（恰好） ≈92955 807.2730英里 ≈499.004783 836輕秒 ≈1.581250 740 98 × 10 -5光年 ≈4.848136 811 13 × 10 -6 parsecs
該定義使光速速度準確地定義299 792 458 m/s ，等於完全等於299 792 458 × 86 400 ÷ 149 597 870 700或大約173.144 632 674 240 au/d，比2009年估計少60萬億美元。
用法和意義
通過2012年之前使用的定義，天文單元取決於地中心體引力常數，即引力常數G和太陽能質量， M☉的產物。 G和M☉不能單獨測量高精度，但是它們的產品的價值是從觀察行星的相對位置（ Kepler的第三定律以牛頓重力表示）而得出的。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單位中計算了臨時層。
臨時劑的計算還需要考慮一般相對性的影響。特別是，與行星的運動相比，在地球表面上測量的時間間隔（陸地時間，TT）不是恆定的：陸地第二（TT）在1月份附近更長，而7月相比，與“行星第二”（在TDB中以常規方式測量）。這是因為地球和太陽之間的距離不是固定的（它在0.983 289 8912和1.016 710 3335 au ），當地球更靠近太陽（近日）時，太陽的重力場更強，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，因此與定期的“行星儀表”相比，地面儀表的長度似乎在變化。
儀表被定義為適當長度的單位。確實，國際權重措施委員會（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領域的不均勻性的影響”。因此，太陽系內的距離沒有指定測量的參考框架是有問題的。 1976年對天文單位的定義是不完整的，因為它沒有指定應用測量的參考框架，而是證明了ephemerides計算的實用性：提出了與一般相對論一致的更完整的定義，並且“有力的辯論” “隨後直到2012年8月，IAU採用了當前的1個天文單位的定義= 149 597 870 700米。
天文單元通常用於恆星系統尺度距離，例如原恆定磁盤的大小或小行星的地中心度距離，而其他單元則用於天文學的其他距離。天文單元太小，無法方便地對於星際距離，在該距離中廣泛使用了parsec和光年。 parsec（視差弧秒）是根據天文單位定義的，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。
在模擬太陽系的數值模型時，天文單元提供了適當的刻度，以最大程度地減少浮點計算中（溢出，下流和截斷）誤差。
歷史
歸因於阿里斯塔庫斯（Aristarchus）的太陽和月亮尺寸和距離的書說，到太陽的距離是到月球距離的18至20倍，而真實比率是389.174 。後一個估計值是基於半月和太陽之間的角度，他估計87° （真值接近89.853° ）。根據范·赫爾登（Van Helden 380和1,520地球半徑。
根據Eusebius在Praeparatio Evangelica （第十五章，第53章）中的說法， Eratosthenes發現與太陽的距離為“ σταδιωνμυριαδαδαδαδαδαδακοτρακοσιαςTAIMITαιαςκαιW.OTO 80 000英寸），但附加說明在希臘文本中，語法協議一方面是無數（不是體育館），而400的語法協議在與英語不同的是，另一個人像是希臘人一樣，另一個（或全部四個（如果要包含stadia ））的單詞被變形。這已被翻譯為4 080 000 Stadia （ Edwin Hamilton Gifford的1903年翻譯），或AS 804 000 000 Stadia （édouraddes Places的版本，日期為1974– 1991年）。使用185至190米的希臘體育場，前翻譯來754 800公里至775 200公里，太低了，而第二次翻譯為148.7至1.528億米（準確在2％以內）。河馬還對帕普斯引用的地球與太陽的距離進行了估計，等於490地球半徑。根據Noel Swerdlow和GJ Toomer的猜想重建，這是他的假設源7 ' 。
一篇中國數學論文《 zhoubi suanjing》 （約公元前1世紀），展示瞭如何使用在三個地方觀察到的倫頓陰影的不同長度來計算到太陽的距離1,000 li分開，假設地球是平坦的。
| 距離曬黑的距離 | 估計 | 在au中 | 百分比錯誤 | |
|---|---|---|---|---|
| SolarParallax | Earthradii | |||
| Aristarchus（公元前3世紀）（大小） | 13′ 24″–7′ 12″ | 256.5–477.8 | 0.011–0.020 | -98.9％至-98％ |
| 阿基米德（公元前3世紀）（在沙子上） | 21″ | 10000 | 0.426 | -57.4% |
| Hipparchus （公元前2世紀） | 7′ | 490 | 0.021 | -97.9% |
| Posidonius（公元前1世紀）（由Coeval Cleomedes引用） | 21″ | 10000 | 0.426 | -57.4% |
| 托勒密（2世紀） | 2′ 50″ | 1,210 | 0.052 | -94.8% |
| Godefroy Wendelin （1635） | 15″ | 14000 | 0.597 | -40.3% |
| 耶利米·霍羅克斯（1639） | 15″ | 14000 | 0.597 | -40.3% |
| 克里斯蒂亞·惠根（Christiaan Huygens ）（1659年） | 8.2″ | 25086 | 1.068 | 6.8% |
| Cassini ＆ Richer （1672） | 9.5″ | 21700 | 0.925 | -7.5% |
| 火焰史（1672） | 9.5″ | 21700 | 0.925 | -7.5% |
| JérômeLalande （1771） | 8.6″ | 24000 | 1.023 | 2.3% |
| 西蒙·紐科姆（Simon Newcomb ）（1895） | 8.80″ | 23440 | 0.9994 | -0.06% |
| 亞瑟·欣克斯（Arthur Hinks） （1909） | 8.807″ | 23420 | 0.9985 | -0.15% |
| H. Spencer Jones （1941） | 8.790″ | 23466 | 1.0005 | 0.05% |
| 現代天文學 | 8.794143″ | 23455 | 1.0000 | |
在公元2世紀，托勒密估計太陽的平均距離為1,210倍地球半徑。為了確定該值，托勒密開始測量月球的視差，找到一個相當於1°26'的水平月球差異，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。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，可以將太陽與地球的距離計算為1,210地球半徑。這給出了太陽能與月球距離的比例約為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，以至於將測量值提高幾％可以使太陽能距離無限。
在將希臘天文學傳輸到中世紀的伊斯蘭世界之後，天文學家對托勒密的宇宙學模式進行了一些更改，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給出了平均的太陽距離1,170地球半徑，而在他的zij中， al-battānī的平均太陽距離為1,108地球半徑。隨後的天文學家，例如Al-Bīrūnī ，使用了類似的價值。在歐洲後來，哥白尼和Tycho Brahe也使用了可比的數字（ 1,142和1,150地球半徑），因此托勒密的近似地球距離距離在16世紀倖存。
約翰內斯·開普勒（Johannes Kepler）是第一個意識到托勒密的估計值必須太低（根據開普勒，至少為三倍）在他的rudolphine表中（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，並重新點燃了衡量地球絕對價值的興趣（然後可以應用於其他行星）。望遠鏡的發明可以比肉眼更準確地測量角度。佛蘭芒天文學家Godefroy Wendelin在1635年重複了Aristarchus的測量，並發現托勒密的價值太低了至少十一。
可以通過觀察金星的過境來獲得更準確的估計。通過測量兩個不同位置的轉運，一個人可以準確地計算金星的視差，以及從太陽視差α （由於太陽的亮度）直接測量的地球和金星的相對距離。耶利米·霍羅克斯（Jeremiah Horrocks 15英寸，類似於Wendelin的數字。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13 750地球半徑。
克里斯蒂亞·韋根斯（Christiaan Huygens）認為，距離更大：通過比較金星和火星的明顯大小24 000地球半徑，相當於太陽視差8.6英寸。儘管Huygens的估計值非常接近現代價值，但由於他必須為工作方法做出的許多未經證實的（和不正確的）假設而被天文學的歷史學家所打動。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，因為他的各種錯誤相互取消。
當火星于1672年，當火星最接近地球時， Jean Richer和Giovanni Domenico Cassini在法屬圭亞那的巴黎和卡揚之間的火星視差測量9.5英寸，相當於地球距離的距離22 000地球半徑。他們也是第一個可以獲得地球半徑準確和可靠價值的天文學家，這是由同事Jean Picard在1669年衡量3 269 000 toises 。同年，約翰·弗拉姆斯蒂德（John Flamsteed）對天文單位進行了另一項估計，該估計是通過測量火星晝夜視差單獨完成的。另一位同事OleRømer在1676年發現了有限的光速：速度是如此之高，以至於通常被引用為光線從太陽到達地球所需的時間，或“單位距離輕”，一個今天仍然是天文學家的慣例。
詹姆斯·格雷戈里（James Gregory）設計了一種更好的觀察金星過境的方法，並在他的Optica Promata （1663年）中出版。埃德蒙·哈雷（Edmond Halley）強烈提倡它，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，並觀察到1761年的Transits。 1769年是一項空前的國際科學行動，包括詹姆斯·庫克（James Cook）和塔希提（Tahiti）的查爾斯·格林（Charles Green）的觀察。儘管發生了七年的戰爭，但數十名天文學家還是被派往世界各地的觀點，他們付出了巨大的代價和個人危險：其中一些人死於努力。 JérômeLalande整理了各種結果8.6英寸。 Karl Rudolph Powalky估計了1864年8.83英寸。
| 日期 | 方法 | A /gm | 不確定 |
|---|---|---|---|
| 1895 | 畸變 | 149.25 | 0.12 |
| 1941 | 視差 | 149.674 | 0.016 |
| 1964 | 雷達 | 149.5981 | 0.001 |
| 1976 | 遙測 | 149.597870 | 0.000001 |
| 2009 | 遙測 | 149.597870700 | 0.000000003 |
另一種方法涉及確定像差常數。西蒙·紐科姆（Simon Newcomb 8.80英寸的太陽差異（接近現代價值8.794 143英寸），儘管紐科姆也使用了金星過境的數據。 Newcomb還與A. A. Michelson合作，使用基於地球的設備來測量光速；結合像差常數（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 - 距離米的距離。紐科姆（Newcomb）對太陽差異的價值（以及畸變和高斯引力常數的常數）在1896年被納入了第一個國際天文常數系統，該系統一直適用於1964年的臨時層。似乎在1903年首次使用。
1900– 1901年，發現近地小行星433 Eros及其在地球附近的通道可以顯著改善視差測量。 1930 - 1931年進行了另一個國際項目，以衡量433個ERO的視差。
1960年代初期，可以直接對金星和火星進行直接雷達測量。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。
發展
單位距離A （以米為單位的天文單位的值）可以用其他天文常數表示：
其中g是牛頓的引力常數， m☉是太陽能質量， k是高斯重力常數的數值， d是一天的時間。太陽通過輻射能量不斷失去質量，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。
由於光速在SI單元中具有確切的定義值，並且在單元的天文系統中固定了高斯重力常數k ，因此測量單位距離的光時間與測量SI單元中的乘積G × M☉相當。因此，可以完全在SI單元中構建臨時層，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，單位距離的世俗增加要比太陽輻射 + +所解釋的要大得多每世紀15 ± 4米。
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臨時層估計。
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 | 0.002 | – | 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 | – | 太陽半徑（ 695 500公里， 432 450英里，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行駛 | – |
| 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 | – | 地球軌道與太陽的平均距離（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 | – |
| 小時 | 7.2 | – | 距離燈在一小時內行駛 | – |
| 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 | |
| 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 2 | 134 | – | 2023年8月距離太陽的距離 | |
| Voyager 1 | 161 | – | 2023年8月距離太陽的距離 | |
| 輕日 | 173 | – | 距離光線在一天之內 | – |
| 光年 | 63241 | – | 距離光在一個朱利安年（365.25天）中行駛 | – |
| Oort雲 | 75000 | ± 25000 | Oort雲與太陽的外部極限的距離（估計，對應於1.2光年） | – |
| parsec | 206265 | – | 一個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） | |
| Proxima Centauri | 268000 | ± 126 | 距離太陽系最近恆星的距離 | – |
| 銀河中心 | 1700000000 | – | 從太陽到銀河系中心的距離 | – |
| 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。 | ||||