Из Википедии, свободной энциклопедии
  (Перенаправлено из Astronomical Units )
Перейти к навигации Перейти к поиску
Эта статья про единицу длины. Для констант см. Астрономическая постоянная . Для единиц в астрономии см астрономическая система единиц .

Астрономическая единица
Astronomical unit.png
Серая линия указывает расстояние Земля – Солнце, которое в среднем составляет около 1 астрономической единицы.
Главная Информация
Система единицАстрономическая система единиц
(принята для использования с СИ)
Единицадлина
Условное обозначениеau или AU или AU
Конверсии
1 у.е. или AU или AU в ...... равно ...
   метрические ( СИ ) единицы   1,495 978 707 × 10 11  м
   имперские  и  американские  единицы   9.2956 × 10 7  миль
   астрономические единицы   4.8481 × 10 −6  шт.
   1,5813 × 10 -5  LY

Астрономической единицы (символ: аи , [1] [2] [3] или АС или АС ) является единицей длины , примерно расстояние от Земли до Солнца и равна приблизительно 150 миллионов километров (93 миллиона миль) или ~ 8 световых минут. Фактическое расстояние меняется примерно на 3%, когда Земля вращается вокруг Солнца, от максимума ( афелий ) до минимума ( перигелий ) и обратно один раз в год. Первоначально АС представляла собой среднее значение афелия и перигелия Земли; однако с 2012 г. он определяется как149 597 870 700  м . [4]

Астрономическая единица используется в основном для измерения расстояний в Солнечной системе или вокруг других звезд. Это также фундаментальный компонент в определении другой единицы астрономической длины, парсек . [5]

История использования символа [ править ]

Для обозначения астрономических единиц использовалось множество символов единиц и сокращений. В резолюции 1976 года Международный астрономический союз  (МАС) использовал символ А для обозначения длины, равной астрономической единице. [6] В астрономической литературе символ AU был (и остается) обычным явлением. В 2006 году Международное бюро мер и весов (BIPM) рекомендовало ua в качестве обозначения единицы измерения. [7] В ненормативном приложении C к ISO 80000-3 : 2006 (в настоящее время отменено) символ астрономической единицы - «ua».

В 2012 году МАС, отметив, что «в настоящее время используются различные символы для астрономической единицы», рекомендовал использовать символ «au». [1] В научных журналах , изданные Американского астрономического общества и Королевского астрономического общества впоследствии был принят этот символ. [3] [8] В Брошюре SI в редакции 2014 г. и в редакции 2019 г. BIPM использовал символ единицы измерения «au». [9] [10] ISO 80000-3: 2019, который заменяет ISO 80000-3: 2006, не упоминает астрономические единицы. [11] [12]

Разработка определения юнита [ править ]

Смотрите также: орбита Земли

Орбита Земли вокруг Солнца представляет собой эллипс . Большая полуось этой эллиптической орбите определяется как половина прямой отрезка , соединяющего Афелий . Центр Солнца находится на этом отрезке прямой, но не в его середине. Поскольку эллипсы - это хорошо изученные формы, измерение точек их крайних точек определило точную форму математически и сделало возможными вычисления для всей орбиты, а также прогнозы, основанные на наблюдениях. Кроме того, он нанес на карту самое большое расстояние по прямой, которое Земля проходит за год, определив время и места для наблюдения самого большого параллакса.(видимые сдвиги положения) у ближайших звезд. Знание смещения Земли и звезды позволило рассчитать расстояние до звезды. Но все измерения подвержены некоторой степени погрешности или неопределенности, а неопределенности в длине астрономической единицы только увеличивают неопределенности в звездных расстояниях. Повышение точности всегда было ключом к улучшению понимания астрономии. На протяжении двадцатого века, измерения становились все более точными и сложными, и все в большей степени зависит от точного наблюдения эффектов , описанных Эйнштейна «с теорией относительности и на математических инструментов он использовал.

Улучшение измерений постоянно проверялось и перекрестно проверялось посредством лучшего понимания законов небесной механики , которые управляют движением объектов в космосе. Ожидаемые положения и расстояния до объектов в установленное время вычисляются (в а.е. ) на основе этих законов и собираются в набор данных, называемый эфемеридами . НАСА «s Jet Propulsion Laboratory ГОРИЗОНТЫ Система обеспечивает один из нескольких услуг эфемерид вычислений. [13]

В 1976 году, чтобы установить даже точную меру астрономической единицы, МАС официально принял новое определение . Хотя это определение было напрямую основано на лучших на тот момент наблюдательных измерениях, оно было переработано с точки зрения лучших на тот момент математических выводов из небесной механики и планетарных эфемерид. В нем говорилось, что «астрономической единицей длины является та длина ( A ), для которой гауссова гравитационная постоянная ( k ) принимает значение0,017 202 098 95, когда единицами измерения являются астрономические единицы длины, массы и времени ». [6] [14] [15] Эквивалентно, согласно этому определению, одна а.е. - это« радиус невозмущенной круговой ньютоновской орбиты вокруг солнце частицы , имеющие бесконечно малая масса, двигаясь с угловой частотой от0,017 202 098 95  радиан в сутки »; [16] или, альтернативно, та длина, для которой гелиоцентрическая гравитационная постоянная (произведение G M ☉ ) равна (0,017 202 098 95 ) 2  au 3 / d 2 , когда длина используется для описания положения объектов в Солнечной системе.

Последующие исследования Солнечной системы с помощью космических аппаратов позволили получить точные измерения относительного положения внутренних планет и других объектов с помощью радара и телеметрии . Как и все радиолокационные измерения, они основаны на измерении времени, необходимого для отражения фотонов от объекта. Потому что все фотоны движутся со скоростью светав вакууме, фундаментальной постоянной Вселенной, расстояние от объекта до зонда рассчитывается как произведение скорости света и измеренного времени. Однако для точности расчетов требуется корректировка таких вещей, как движения зонда и объекта во время прохождения фотонов. Кроме того, само измерение времени должно быть переведено в стандартную шкалу, которая учитывает релятивистское замедление времени. Сравнение положений эфемерид с измерениями времени, выраженными в барицентрическом динамическом времени  (TDB), приводит к значению скорости света в астрономических единицах в день (из86 400  с ). К 2009 году IAU обновил свои стандартные меры, чтобы отразить улучшения, и рассчитал скорость света на уровне173,144 632 6847 (69) а.е. / сут (TDB). [17]

В 1983 году CIPM модифицировал Международную систему единиц (СИ), чтобы измерить метр как расстояние, пройденное светом в вакууме за 1 / 299 792 458 секунд. Это заменило предыдущее определение, действовавшее между 1960 и 1983 годами, которое заключалось в том, что измеритель равнялся определенному количеству длин волн определенной линии излучения криптона-86. (Причиной изменения был улучшенный метод измерения скорости света.) Тогда скорость света можно было бы точно выразить как c 0 =299 792 458  м / с , стандарт, также принятый числовыми стандартами IERS . [18] Исходя из этого определения и стандарта IAU 2009 года, время прохождения светом астрономической единицы составляет τ A =499.004 783 8061 ± 0,000 000 01  с , что немного больше , чем 8 минут 19 секунд. Путем умножения лучшая оценка IAU 2009 года была A  = c 0 τ A  =149 597 870 700 ± 3 м , [19] на основе сравнения данных Лаборатории реактивного движения и эфемерид ИАА – РАН . [20] [21] [22]

В 2006 году BIPM сообщил значение астрономической единицы как 1,495 978 706 91 (6) × 10 11  м . [7] В редакции брошюры SI 2014 года BIPM признал, что в 2012 году МАС переопределил астрономическую единицу как149 597 870 700  м . [9]

Эта оценка по-прежнему была получена на основе наблюдений и измерений, подверженных ошибкам, и основывалась на методах, которые еще не стандартизировали все релятивистские эффекты и, следовательно, не были постоянными для всех наблюдателей. В 2012 году обнаружив, что одно только уравнение относительности сделает определение чрезмерно сложным, МАС просто использовал оценку 2009 года, чтобы переопределить астрономическую единицу как условную единицу длины, напрямую привязанную к метру (точно149 597 870 700  м ). [19] [23] Новое определение также признает, как следствие, то, что астрономическая единица теперь должна играть роль уменьшенной важности, ограниченную в ее использовании до удобства в некоторых приложениях. [19]

1 астрономическая единица  знак равно 149 597 870 700 метров (точно)
≈ 92 955 807 миль
≈ 499.004 783 84 световых секунды
≈ 4,848 1368 × 10 −6 парсек
≈ 1,581 2507 × 10 −5 световых лет

Это определение определяет скорость света как точно 299 792 458  м / с , что в точности равно299 792 458  × 86 400  ÷ 149 597 870 700 или около173,144 632 674 240  австралийских единиц в день, что примерно на 60 частей на триллион меньше оценки 2009 года.

Использование и значение [ править ]

С определениями , используемых до 2012 года, астрономическая единица зависела от гелиоцентрического гравитационных постоянная , то есть произведение гравитационного постоянная , G , и солнечной массы , M ☉ . Ни G, ни M ☉ не могут быть измерены с высокой точностью по отдельности, но значение их произведения очень точно известно из наблюдений за относительным положением планет ( Третий закон Кеплера, выраженный в терминах ньютоновской гравитации). Для расчета положения планет для эфемерид требуется только произведение, поэтому эфемериды рассчитываются в астрономических единицах, а не в единицах СИ.

Расчет эфемерид также требует учета эффектов общей теории относительности . В частности, временные интервалы, измеряемые на поверхности Земли ( Земное время , TT), непостоянны по сравнению с движениями планет: земная секунда (TT) кажется длиннее около января и короче около июля по сравнению с «планетарной секундой». "(условно измеряется в TDB). Это связано с тем, что расстояние между Землей и Солнцем не фиксировано (оно варьируется от0,983 289 8912 и1.016 710 3335  а.е. ), и, когда Земля приближается к Солнцу ( перигелий ), гравитационное поле Солнца становится сильнее, и Земля быстрее движется по своей орбитальной траектории. Поскольку метр определяется в единицах секунды, а скорость света постоянна для всех наблюдателей, земной метр, кажется, периодически изменяется по длине по сравнению с «планетарным измерителем».

Метр определен как единица надлежащей длины , но определение СИ не указывает метрический тензор, который будет использоваться при его определении. Действительно, Международный комитет мер и весов (CIPM) отмечает, что «его определение применяется только в пределах достаточно малого пространства, чтобы можно было игнорировать эффекты неоднородности гравитационного поля». [24] Таким образом, измеритель не предназначен для измерения расстояний в Солнечной системе. Определение астрономической единицы в 1976 году было неполным, потому что в нем не указывалась система отсчета.в котором время должно быть измерено, но оказалось практичным для вычисления эфемерид: было предложено более полное определение, которое согласуется с общей теорией относительности, [25], и последовали «энергичные дебаты» [26] до августа 2012 года, когда МАС принял нынешний определение 1 астрономической единицы =149 597 870 700 метров .

Астрономическая единица обычно используется для расстояний в масштабе звездной системы , таких как размер протозвездного диска или гелиоцентрическое расстояние астероида, тогда как другие единицы используются для других расстояний в астрономии . Астрономическая единица слишком мала, чтобы быть удобной для межзвездных расстояний, где широко используются парсек и световой год . Парсек (параллакс угловая секунда ) определяется в астрономических единицах, представляющих собой расстояние до объекта с параллаксом1 ″ . Световой год часто используется в популярных работах, но он не является утвержденной единицей, не относящейся к системе СИ, и редко используется профессиональными астрономами. [27]

При моделировании числовой модели Солнечной системы астрономическая единица обеспечивает соответствующий масштаб, который минимизирует ( переполнение , потеря значимости и усечение ) ошибки в вычислениях с плавающей запятой .

История [ править ]

В книге « О размерах и расстояниях Солнца и Луны» , которую приписывают Аристарху , говорится, что расстояние до Солнца в 18-20 раз больше расстояния до Луны , тогда как истинное соотношение составляет примерно389,174 . Последняя оценка была основана на угле между полумесяцем и Солнцем, который он оценил как87 ° (истинное значение близко к89,853 ° ). В зависимости от расстояния, которое, как предполагает ван Хелден, Аристарх использовал для определения расстояния до Луны, его расчетное расстояние до Солнца будет между380 и1520 радиусов Земли. [28]

Согласно Евсевию Кесарийскому в Praeparatio Evangelica (книга XV, глава 53), Эратосфен обнаружил, что расстояние до Солнца составляет «σταδιων μυριαδας τετρακοσιας και οκτωκισμυριας» (буквально мириады стадий в 400 стадий).80 000 ″ ), но с дополнительным примечанием, что в греческом тексте грамматическое согласие находится между мириадами (не стадиями ), с одной стороны, и 400 иС другой стороны, 80 000 , как и в греческом, в отличие от английского, все три (или все четыре, если включать стадию ) слова изменяются . Это было переведено как4 080 000 стадий (1903 перевод по Edwin Hamilton Gifford ), или как804 000 000 стадионов (издание Édourad des Places  [ de ] , датированное 1974–1991 гг.). Используя греческий стадион от 185 до 190 метров, [29] [30] прежний перевод сводится к754 800  км к775 200  км , что слишком мало, тогда как второй перевод составляет от 148,7 до 152,8 миллиона километров (точность в пределах 2%). [31] Гиппарх также дал оценку расстояния от Земли до Солнца, которое, по словам Паппа, составляет 490 земных радиусов. Согласно гипотетическим реконструкциям Ноэля Свердлоу и Дж. Дж. Тумера , это было получено из его предположения о «наименее заметном» солнечном параллаксе7 ′ . [32]

Китайский математический трактат Zhoubi Suanjing (ок. I в. До н. Э.) Показывает, как расстояние до Солнца можно вычислить геометрически, используя различную длину полуденных теней, наблюдаемых в трех местах.На расстоянии 1000 ли и предположение, что Земля плоская. [33]

Расстояние до Солнца
оценивается		ОцениватьВ Австралии
Солнечный параллаксРадиусы Земли
Аристарх (3 век до н.э.)
(в размерах )  		13 ′ 24 ″ -7 ′ 12 ″256,5 -477,80,011 -0,020
Архимед (3 век до н.э.)
(в песне Reckoner )		21 ″10 0000,426
Гиппарх (2 век до н.э.)7 ′4900,021
Посидоний (1 век до н.э.)
(цитируется ровесником Клеомедом )		21 ″10 0000,426
Птолемей (2 век)2 фута 50 дюймов1,2100,052
Годфрой Венделин (1635)15 ″14 0000,597
Иеремия Хоррокс (1639)15 ″14 0000,597
Христиан Гюйгенс (1659)8,2 дюйма25 086 [34]1.068
Кассини и Ричер (1672)9,5 дюйма21 7000,925
Флемстид (1672)9,5 дюйма21 7000,925
Жером Лаланд (1771)8,6 дюйма24 0001.023
Саймон Ньюкомб (1895)8,80 ″23 4400,9994
Артур Хинкс (1909)8,807 ″23 4200,9985
Х. Спенсер Джонс (1941)8,790 ″23 4661.0005
современная астрономия8,794 143 ″23 4551,0000

Во 2 веке нашей эры Птолемей оценил среднее расстояние до Солнца как1,210 раз Земли радиус . [35] [36] Чтобы определить это значение, Птолемей начал с измерения параллакса Луны, обнаружив, что горизонтальный параллакс Луны составляет 1 ° 26 ′, что было слишком большим. Затем он вывел максимальное расстояние до Луны 64+1/6Радиусы Земли. Из-за исключения ошибок в его фигуре параллакса, его теории орбиты Луны и других факторов эта цифра была приблизительно правильной. [37] [38] Затем он измерил видимые размеры Солнца и Луны и пришел к выводу, что видимый диаметр Солнца равен видимому диаметру Луны на наибольшем расстоянии от Луны, и из записей лунных затмений он оценил этот видимый диаметр, а также видимый диаметр теневого конуса Земли, пройденный Луной во время лунного затмения. Учитывая эти данные, можно тригонометрически вычислить расстояние от Солнца до Земли.1210 земных радиусов. Это дает отношение солнечного расстояния к лунному примерно 19, что соответствует фигуре Аристарха. Хотя процедура Птолемея теоретически работоспособна, она очень чувствительна к небольшим изменениям данных, настолько, что изменение измерения на несколько процентов может сделать расстояние до Солнца бесконечным. [37]

После того, как греческая астрономия была передана средневековому исламскому миру, астрономы внесли некоторые изменения в космологическую модель Птолемея, но не сильно изменили его оценку расстояния Земля-Солнце. Например, во введении к астрономии Птолемея аль-Фергани дал среднее расстояние до Солнца1170 радиусов Земли, в то время как в его Zij , аль-Баттани использовали среднее солнечное расстояние1108 радиусов Земли. Последующие астрономы, такие как аль-Бируни , использовали аналогичные значения. [39] Позже в Европе Коперник и Тихо Браге также использовали сопоставимые цифры (1,142 и1150 радиусов Земли), и поэтому приблизительное расстояние Птолемея от Земли до Солнца сохранилось до 16 века. [40]

Иоганн Кеплер был первым, кто понял, что оценка Птолемея должна быть значительно заниженной (по мнению Кеплера, по крайней мере, в три раза) в его таблицах Рудольфина (1627). Законы движения планет Кеплера позволили астрономам вычислить относительные расстояния планет от Солнца и возродили интерес к измерению абсолютного значения для Земли (которое затем могло быть применено к другим планетам). Изобретение телескопа позволило измерять углы гораздо точнее, чем это возможно невооруженным глазом. Фламандский астроном Годфрой Венделин повторил измерения Аристарха в 1635 году и обнаружил, что значение Птолемея было слишком низким, по крайней мере, в одиннадцать раз.

Несколько более точную оценку можно получить, наблюдая прохождение Венеры . [41] Измеряя прохождение в двух разных местах, можно точно рассчитать параллакс Венеры и, исходя из относительного расстояния Земли и Венеры от Солнца, солнечный параллакс α (который нельзя измерить напрямую из-за яркости Солнца. [42] ). Иеремия Хоррокс попытался произвести оценку на основе своих наблюдений транзита 1639 г. (опубликовано в 1662 г.), давая солнечный параллакс15 " , похожий на фигуру Венделина. Параллакс Солнца связан с расстоянием Земля – Солнце, измеряемым в радиусах Земли по формуле

Чем меньше солнечный параллакс, тем больше расстояние между Солнцем и Землей: солнечный параллакс 15 ″ эквивалентно расстоянию от Земли до Солнца13 750 земных радиусов.

Христиан Гюйгенс считал, что расстояние было еще больше: сравнивая видимые размеры Венеры и Марса , он оценил значение примерно в24 000 радиусов Земли, [34] эквивалент солнечного параллакса8,6 дюйма . Хотя оценка Гюйгенса удивительно близка к современным оценкам, историки астрономии часто не принимают ее во внимание из-за множества недоказанных (и неверных) предположений, которые он должен был сделать, чтобы его метод работал; Кажется, что точность его оценки основана больше на удаче, чем на правильном измерении, поскольку его различные ошибки взаимно нейтрализуют друг друга.

Транзиты Венеры через поверхность Солнца долгое время были лучшим методом измерения астрономической единицы, несмотря на трудности (в данном случае так называемый « эффект черной капли ») и редкость наблюдений.

Жан Ришер и Джованни Доменико Кассини измерили параллакс Марса между Парижем и Кайенной во Французской Гвиане, когда Марс был ближе всего к Земле в 1672 году.9,5 ″ , что эквивалентно расстоянию от Земли до Солнца примерно22 000 радиусов Земли. Они также были первыми астрономами, получившими доступ к точному и надежному значению радиуса Земли, который был измерен их коллегой Жаном Пикаром в 1669 году как3 269 000 туазов . В этом же году Джон Флэмстид сделал еще одну оценку астрономической единицы , выполнив ее самостоятельно, измерив марсианский суточный параллакс . [43] Другой коллега, Оле Рёмер , обнаружил конечную скорость света в 1676 году: скорость была настолько велика, что обычно ее называли временем, необходимым для того, чтобы свет прошел от Солнца до Земли, или «световым временем на единицу расстояния. ", конвенция, которой все еще следуют астрономы сегодня.

Лучший метод наблюдения прохождения Венеры был разработан Джеймсом Грегори и опубликован в его « Оптике Промата» (1663). Эдмонд Галлей [44] решительно отстаивал ее и применял к транзитам Венеры, наблюдаемым в 1761 и 1769 годах, а затем снова в 1874 и 1882 годах. Проходы Венеры происходят парами, но менее одной пары в столетие, и наблюдение за Транзиты в 1761 и 1769 годах были беспрецедентной международной научной операцией, включая наблюдения Джеймса Кука и Чарльза Грина с Таити. Несмотря на Семилетнюю войну , десятки астрономов были отправлены к наблюдательным точкам по всему миру с большими затратами и личной опасностью: некоторые из них погибли во время попытки. [45]Различные результаты были сопоставлены Жеромом Лаландом, чтобы дать оценку солнечного параллакса8,6 дюйма . Карл Рудольф Повалки оценил8,83 дюйма в 1864 году. [46]

ДатироватьМетодикаA / GmНеопределенность
1895 г.аберрация149,250,12
1941 г.параллакс149 6740,016
1964 г.радар149,59810,001
1976 г.телеметрия149 597 8700,000 001
2009 г.телеметрия149 597 870 7000,000 000 003

Другой метод заключался в определении постоянной аберрации . Саймон Ньюкомб придавал большое значение этому методу при выводе широко признанного значения8,80 ″ для солнечного параллакса (близко к современному значению8,794 143 ″ ), хотя Ньюкомб также использовал данные прохождения Венеры. Ньюкомб также сотрудничал с А. А. Майкельсоном для измерения скорости света с помощью наземного оборудования; в сочетании с постоянной аберрации (которая связана со световым временем на единицу расстояния) это дало первое прямое измерение расстояния Земля – Солнце в километрах. Значение Ньюкомба для солнечного параллакса (а также для постоянной аберрации и гауссовой гравитационной постоянной) было включено в первую международную систему астрономических констант в 1896 г. [47], которая использовалась для расчета эфемерид до 1964 г. [48]Название «астрономическая единица», по-видимому, впервые было использовано в 1903 году. [49] [ неудавшаяся проверка ]

Открытие сближающегося с Землей астероида 433 Эрос и его прохождение около Земли в 1900–1901 годах позволило значительно улучшить измерения параллакса. [50] Другой международный проект по измерению параллакса 433 Эроса был предпринят в 1930–1931 годах. [42] [51]

Прямые радиолокационные измерения расстояний до Венеры и Марса стали доступны в начале 1960-х годов. Наряду с улучшенными измерениями скорости света они показали, что значения Ньюкомба для солнечного параллакса и постоянной аберрации несовместимы друг с другом. [52]

События [ править ]

Астрономическая единица используется в качестве базового треугольника для измерения звездных параллаксов (расстояния в изображении не в масштабе)

Единица расстояния A (значение астрономической единицы в метрах) может быть выражена через другие астрономические константы:

где G - ньютоновская гравитационная постоянная , M ☉ - масса Солнца, k - числовое значение гауссовой гравитационной постоянной, а D - период времени в один день. Солнце постоянно теряет массу за счет излучения энергии [53], поэтому орбиты планет неуклонно расширяются от Солнца. Это привело к призывам отказаться от астрономической единицы как единицы измерения. [54]

Поскольку скорость света имеет точно определенное значение в единицах СИ, а гауссова гравитационная постоянная k фиксирована в астрономической системе единиц , измерение светового времени на единицу расстояния в точности эквивалентно измерению произведения G × M ☉ в единицах СИ. Следовательно, возможно построить эфемериды полностью в единицах СИ, что все чаще становится нормой.

Анализ радиометрических измерений во внутренней части Солнечной системы в 2004 году показал, что вековое увеличение единичного расстояния было намного больше, чем может быть объяснено солнечным излучением.15 ± 4 метра в столетие. [55] [56]

Измерения вековых вариаций астрономической единицы не подтверждаются другими авторами и весьма противоречивы. Более того, с 2010 года астрономическая единица не оценивалась планетными эфемеридами. [57]

Примеры [ править ]

В следующей таблице указаны некоторые расстояния в астрономических единицах. Он включает несколько примеров с расстояниями, которые обычно не указываются в астрономических единицах, потому что они либо слишком короткие, либо слишком длинные. Расстояния обычно меняются со временем. Примеры перечислены в порядке увеличения расстояния.

ОбъектДлина или расстояние (а.е.)КлассифицироватьКомментарий и ориентирСсылки
Световая секунда0,002-расстояние, которое свет проходит за одну секунду-
Лунное расстояние0,0026-среднее расстояние от Земли (на которое миссиям Аполлона потребовалось около 3 дней)-
Солнечный радиус0,005-радиус Солнца (695 500  км ,432 450  миль , сто раз радиус Земли или в десять раз среднего радиуса Юпитера)-
Световая минута0,12-расстояние, которое свет проходит за одну минуту-
Меркурий0,39-среднее расстояние от Солнца-
Венера0,72-среднее расстояние от Солнца-
Земля1,00-среднее расстояние орбиты Земли от Солнца ( солнечный свет проходит 8 минут 19 секунд, прежде чем достигнет Земли)-
Марс1,52-среднее расстояние от Солнца-
Юпитер5.2-среднее расстояние от Солнца-
Световой час7.2-расстояние свет проходит за один час-
Сатурн9,5-среднее расстояние от Солнца-
Уран19,2-среднее расстояние от Солнца-
Пояс Койпера30-Внутренний край начинается примерно на 30  а.е.[58]
Нептун30,1-среднее расстояние от Солнца-
Эрис67,8-среднее расстояние от Солнца-
Вояджер 2122-расстояние от Солнца в 2019 году[59]
Вояджер 1149-расстояние от Солнца в 2020 году[59]
Световой день173-расстояние свет проходит за один день-
Световой год63 241-расстояние, которое проходит свет за один юлианский год (365,25 дня)-
Облако Оорта75 000± 25 000расстояние внешней границы облака Оорта от Солнца (оценка, соответствует 1,2 светового года)-
Парсек206 265-один парсек . Парсек определяется в астрономической единице, используется для измерения расстояний за пределами Солнечной системы и составляет около 3,26 световых лет: 1 пк = 1  AU / tan (1 ″)[5] [60]
Проксима Центавра268 000± 126расстояние до ближайшей звезды к Солнечной системе-
Галактический Центр1 700 000 000-расстояние от Солнца до центра Млечного Пути-
Примечание: цифры в этой таблице, как правило, округлены, оценки, часто грубые оценки, и могут значительно отличаться от других источников. В таблицу также включены другие единицы длины для сравнения.

См. Также [ править ]

  • Порядки величины (длина)
  • Гигаметр

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b О новом определении астрономической единицы длины (PDF) . XXVIII Генеральная ассамблея Международного астрономического союза. Пекин, Китай: Международный астрономический союз. 31 августа 2012 г. Постановление B2. ... рекомендует ... 5. использовать уникальный символ "au" для астрономической единицы.
  2. ^ «Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: инструкции для авторов» . Оксфордские журналы . Проверено 20 марта 2015 года . Единицы измерения длины / расстояния: Å, нм, мкм, мм, см, м, км, а.е., световой год, шт.
  3. ^ a b «Подготовка рукописи: Инструкции для авторов AJ и ApJ» . Американское астрономическое общество . Архивировано из оригинального 21 февраля 2016 года . Проверено 29 октября +2016 . Используйте стандартные сокращения для ... натуральных единиц (например, au, pc, cm).
  4. ^ О повторном определении астрономической единицы длины (PDF) . XXVIII Генеральная ассамблея Международного астрономического союза. Пекин: Международный астрономический союз. 31 августа 2012 г. Постановление B2. ... рекомендует [принято] изменить определение астрономической единицы на условную единицу длины, равную точно 149 597 870 700 метров, в соответствии со значением, принятым в Резолюции В2 МАС 2009 г.
  5. ^ a b Luque, B .; Баллестерос, FJ (2019). «Название: К солнцу и дальше» . Физика природы . 15 : 1302 DOI : 10.1038 / s41567-019-0685-3 .
  6. ^ a b Комиссия 4: Эфемериды / Эфемериды (1976). пункт 12: Единичное расстояние (PDF) . XVI Генеральная ассамблея Международного астрономического союза. МАС (1976) Система астрономических констант. Гренобль, Франция. Комиссия 4, часть III, Рекомендация 1, пункт 12.
  7. ^ a b Bureau International des Poids et Mesures (2006), Международная система единиц (SI) (PDF) (8-е изд.), Organization Intergouvernementale de la Convention du Mètre, стр. 126
  8. ^ «Инструкции для авторов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . Издательство Оксфордского университета . Дата обращения 5 ноября 2020 . Единицы измерения длины / расстояния: Å, нм, мкм, мм, см, м, км, а.е., световой год, шт.
  9. ^ а б «Международная система единиц (СИ)» . Брошюра СИ (8-е изд.). BIPM. 2014 [2006] . Проверено 3 января 2015 года .
  10. ^ "Международная система единиц (СИ)" (PDF) . Брошюра СИ (9-е изд.). BIPM. 2019. стр. 145 . Проверено 1 июля 2019 года .
  11. ^ «ISO 80000-3: 2019» . Международная организация по стандартизации . Дата обращения 3 июля 2020 .
  12. ^ «Часть 3: Пространство и время» . Количества и единицы. Международная организация по стандартизации . ISO 80000-3: 2019 (en) . Дата обращения 3 июля 2020 .
  13. ^ "ГОРИЗОНТЫ Система" . Динамика солнечной системы . НАСА: Лаборатория реактивного движения. 4 января 2005 . Проверено 16 января 2012 года .
  14. ^ Hussmann, H .; Sohl, F .; Оберст, Дж. (2009). «§ 4.2.2.1.3: Астрономические единицы» . В Trümper, Иоахим Э. (ред.). Астрономия, астрофизика и космология - Том VI / 4B Солнечная система. Springer. п. 4. ISBN 978-3-540-88054-7.
  15. ^ Уильямс Гарет В. (1997). «Астрономическая единица» . В Ширли, Джеймс Х .; Фэйрбридж, Родс Уитмор (ред.). Энциклопедия планетных наук . Springer. п. 48. ISBN 978-0-412-06951-2.
  16. ^ Международное бюро мер и весов (2006), Международная система единиц (СИ) (PDF) (8-е изд.), Стр. 126, ISBN  92-822-2213-6, архивировано (PDF) из оригинала 14 августа 2017 г.
  17. ^ "Избранные астрономические константы" (PDF) . Астрономический альманах в Интернете . USNO - UKHO . 2009. с. K6. Архивировано из оригинального (PDF) 26 июля 2014 года.
  18. ^ Жерар Пети; Брайан Лузум, ред. (2010). Таблица 1.1: Цифровые стандарты IERS (PDF) . Техническая записка IERS № 36: Общие определения и числовые стандарты (Отчет). Международная служба вращения Земли и систем отсчета . Полный документ см. У Жерара Пети; Брайан Лузум, ред. (2010). Соглашения IERS (2010 г.): Техническая записка IERS No. 36 (Отчет). Международная служба вращения Земли и систем отсчета. ISBN 978-3-89888-989-6.
  19. ^ a b c Капитан, Николь; Клионер, Сергей; Маккарти, Деннис (2012). Совместное обсуждение МАС 7: Пространственно-временные системы отсчета для будущих исследований на Генеральной Ассамблее МАС - Новое определение астрономической единицы длины: Причины и последствия (PDF) (Отчет). 7 . Пекин, Китай. п. 40. Bibcode : 2012IAUJD ... 7E..40C . Проверено 16 мая 2013 года .
  20. ^ РГ IAU по текущим лучшим оценкам NSFA (отчет). Архивировано из оригинала 8 декабря 2009 года . Проверено 25 сентября 2009 года .
  21. ^ Питьева, Е.В .; Стэндиш, EM (2009). «Предложения по массам трех крупнейших астероидов, соотношению масс Луны и Земли и астрономической единице» . Небесная механика и динамическая астрономия . 103 (4): 365–72. Bibcode : 2009CeMDA.103..365P . DOI : 10.1007 / s10569-009-9203-8 . S2CID 121374703 . 
  22. ^ «Заключительная сессия Генеральной Ассамблеи [IAU]» (PDF) . Estrella d'Alva . 14 августа 2009 г. с. 1. Архивировано из оригинального (PDF) 6 июля 2011 года.
  23. ^ Brumfiel, Geoff (14 сентября 2012). «Астрономическая единица фиксирована: расстояние Земля – Солнце изменяется от скользкого уравнения до единственного числа» . Природа . DOI : 10.1038 / nature.2012.11416 . S2CID 123424704 . Проверено 14 сентября 2012 года . 
  24. ^ Международное бюро мер и весов (2006), Международная система единиц (СИ) (PDF) (8-е изд.), Стр. 166–67, ISBN  92-822-2213-6, архивировано (PDF) из оригинала 14 августа 2017 г.
  25. ^ Huang, T.-Y .; Han, C.-H .; Йи, З.-Н .; Сюй, Б.-Х. (1995). «Что такое астрономическая единица длины?». Астрономия и астрофизика . 298 : 629–33. Bibcode : 1995A&A ... 298..629H .
  26. ^ Ричард Додд (2011). «§ 6.2.3: Астрономическая единица: определение астрономической единицы, будущие версии » . Использование единиц СИ в астрономии . Издательство Кембриджского университета. п. 76. ISBN 978-0-521-76917-4.а также п. 91, Резюме и рекомендации .
  27. ^ Ричард Додд (2011). «§ 6.2.8: Световой год» . Использование единиц СИ в астрономии . п. 82. ISBN 978-0-521-76917-4.
  28. ^ ван Хелден, Альберт (1985). Измерение Вселенной: космические измерения от Аристарха до Галлея . Чикаго: Издательство Чикагского университета. С. 5–9. ISBN 978-0-226-84882-2.
  29. ^ Энгельс, Дональд (1985). «Длина стадиона Эратосфена». Американский филологический журнал . 106 (3): 298–311. DOI : 10.2307 / 295030 . JSTOR 295030 . 
  30. ^ Гулбекян, Эдвард (1987). «Происхождение и ценность стадиона, использовавшегося Эратосфеном в третьем веке до нашей эры» Архив истории точных наук . 37 (4): 359–63. doi : 10.1007 / BF00417008 (неактивен 17 января 2021 г.). CS1 maint: DOI inactive as of January 2021 (link)
  31. Перейти ↑ Rawlins, D. (март 2008 г.). "Слишком большая Земля и слишком маленькая Вселенная Эратосфена" (PDF) . Дио . 14 : 3–12. Bibcode : 2008DIO .... 14 .... 3R .
  32. ^ Toomer, GJ (1974). «Гиппарх на расстояниях солнца и луны». Архив истории точных наук . 14 (2): 126–42. Bibcode : 1974AHES ... 14..126T . DOI : 10.1007 / BF00329826 . S2CID 122093782 . 
  33. ^ Ллойд, Германия (1996). Противники и власти: исследования древнегреческой и китайской науки . Издательство Кембриджского университета. С. 59–60. ISBN 978-0-521-55695-8.
  34. ^ а б Гольдштейн, SJ (1985). "Измерение расстояния до Солнца Христианом Гюйгенсом". Обсерватория . 105 : 32. Bibcode : 1985Obs ... 105 ... 32G .
  35. ^ Голдштейн, Бернард Р. (1967). «Арабская версия планетарной гипотезы Птолемея ». Пер. Являюсь. Фил. Soc . 57 (4): 9–12. DOI : 10.2307 / 1006040 . JSTOR 1006040 . 
  36. ^ ван Хелден, Альберт (1985). Измерение Вселенной: космические измерения от Аристарха до Галлея . Чикаго: Издательство Чикагского университета. С. 15–27. ISBN 978-0-226-84882-2.
  37. ↑ a b, стр. 16–19, van Helden 1985
  38. ^ стр. 251, Альмагест Птолемея , переведенный и аннотированный Дж. Дж. Тумером, Лондон: Дакворт, 1984, ISBN 0-7156-1588-2 
  39. ^ С. 29-33, ван Helden 1985
  40. ^ стр. 41–53, ван Хелден 1985
  41. ^ Белл, Труди Э. (лето 2004 г.). «Поиски астрономической единицы» (PDF) . Изгиб Тау Бета Пи . п. 20. Архивировано из оригинального (PDF) 24 марта 2012 года . Проверено 16 января 2012 г. - предоставляет расширенное историческое обсуждение метода прохождения Венеры .
  42. ^ a b Уивер, Гарольд Ф. (март 1943 г.). Солнечный параллакс. Астрономическое общество Тихоокеанских листовок (Отчет). 4 . С. 144–51. Bibcode : 1943ASPL .... 4..144W .
  43. ^ Van Helden, A. (2010). Измерение Вселенной: космические измерения от Аристарха до Галлея. Издательство Чикагского университета. Гл. 12.
  44. Перейти ↑ Halley, E. (1716). «Новый метод определения параллакса Солнца или его расстояния от Земли» . Философские труды Королевского общества . 29 (338–350): 454–64. DOI : 10,1098 / rstl.1714.0056 . S2CID 186214749 . Архивировано из оригинального 19 ноября 2009 года. 
  45. ^ Погге, Ричард (май 2004). «Как далеко до Солнца? Венера проходила в 1761 и 1769 годах» . Астрономия. Государственный университет Огайо . Проверено 15 ноября 2009 года .
  46. ^ Ньюкомб, Саймон (1871). «Солнечный параллакс» . Природа . 5 (108): 60–61. DOI : 10.1038 / 005060a0 . ISSN 0028-0836 . S2CID 4001378 .  
  47. ^ Conférence Internationale де étoiles fondamentales, Париж, 18-21 мая 1896
  48. ↑ Резолюция № 4 XII Генеральной ассамблеи Международного астрономического союза , Гамбург, 1964 г.
  49. ^ "Астрономическая единица" , Интернет-словарь Мерриам-Вебстера
  50. ^ Хинкс, Артур Р. (1909). «Бумаги о солнечном параллаксе № 7: Общее решение по фотографиям прямых восхождений Эроса в противостоянии 1900 года» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 69 (7): 544–67. Bibcode : 1909MNRAS..69..544H . DOI : 10.1093 / MNRAS / 69.7.544 .
  51. ^ Спенсер Джонс, Х. (1941). «Солнечный параллакс и масса Луны по наблюдениям Эроса в противостоянии 1931 года». Mem. R. Astron. Soc . 66 : 11–66.
  52. ^ Михайлов, АА (1964). «Константа аберрации и солнечный параллакс». Сов. Astron . 7 (6): 737–39. Bibcode : 1964SvA ..... 7..737M .
  53. ^ Noerdlinger, Питер Д. (2008). «Потеря солнечной массы, астрономическая единица и масштаб Солнечной системы». Небесная механика и динамическая астрономия . 0801 : 3807. arXiv : 0801.3807 . Bibcode : 2008arXiv0801.3807N .
  54. ^ "Возможно, потребуется переопределить AU" . Новый ученый . 6 февраля 2008 г.
  55. ^ Красинский, Г. А.; Брумберг, В.А. (2004). «Вековое увеличение астрономической единицы из анализа движений больших планет и их интерпретации». Небесная механика и динамическая астрономия . 90 (3–4): 267–88. Bibcode : 2004CeMDA..90..267K . DOI : 10.1007 / s10569-004-0633-Z . S2CID 120785056 . 
  56. ^ Джон Д. Андерсон и Майкл Мартин Ньето (2009). «Астрометрические аномалии солнечной системы; § 2: Увеличение астрономической единицы». Американское астрономическое общество . 261 : 189–97. arXiv : 0907.2469 . Bibcode : 2009IAU ... 261.0702A . DOI : 10.1017 / s1743921309990378 . S2CID 8852372 . 
  57. ^ Fienga, A .; и другие. (2011). «Планетарные эфемериды INPOP10a и их приложения в фундаментальной физике». Небесная механика и динамическая астрономия . 111 (3): 363. arXiv : 1108.5546 . Bibcode : 2011CeMDA.111..363F . DOI : 10.1007 / s10569-011-9377-8 . S2CID 122573801 . 
  58. ^ Алан Стерн; Колуэлл, Джошуа Э. (1997). «Коллизионная эрозия в первичном поясе Эджворта-Койпера и генерация промежутка Койпера 30–50  а.е. ». Астрофизический журнал . 490 (2): 879–82. Bibcode : 1997ApJ ... 490..879S . DOI : 10.1086 / 304912 .
  59. ^ a b Самые далекие космические зонды .
  60. ^ http://www.iau.org , Измерение Вселенной - МАС и астрономические единицы

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Уильямс, Д .; Дэвис, RD (1968). «Радио метод определения астрономической единицы» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 140 (4): 537. Bibcode : 1968MNRAS.140..537W . DOI : 10.1093 / MNRAS / 140.4.537 .

Внешние ссылки [ править ]

  • МАС и астрономические единицы
  • Рекомендации по устройствам (HTML-версия Руководства по стилю IAU)
  • В погоне за Венерой, наблюдая за прохождениями Венеры
  • Прохождение Венеры