Из Википедии, бесплатной энциклопедии
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.
Общая информация
Система единицАстрономическая система единиц
(принята для использования с СИ)
Единицадлина
Символau или AU или AU
Конверсии
1 au 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% по мере того, как Земля вращается вокруг Солнца, от максимума ( афелий ) до минимума ( перигелий ) и обратно один раз в год. Первоначально АС была задумана как 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 астрономической единицы использовались различные символы единиц измерения и сокращения. 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 снято) 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 объекта [ 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 в течение года, определяя 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 расстояниях до звезд. 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 еще более 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 космическими зондами 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 на173,144 632 6847 (69) а.е. / сут (TDB). [17]

В 1983 году CIPM модифицировал Международную систему единиц (СИ, или «современная» метрическая система), 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 числу 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 г., 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 слишком 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 будет играть роль пониженной важности, ограниченная 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 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 ☉ нельзя измерить с высокой точностью по отдельности, но значение их произведения очень точно известно из наблюдения относительного положения 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.

Вычисление 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) оказывается 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 секундах, а скорость света постоянна для всех наблюдателей, земной метр, кажется, периодически изменяется по длине по сравнению с «планетарным измерителем».

Метр определяется как единица измерения надлежащей длины , но определение СИ не определяет метрический тензор, который будет использоваться при его определении. Действительно, Международный комитет мер и весов (CIPM) отмечает, что «его определение применимо 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 г. было неполным, поскольку 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 текущую 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 входящей в систему СИ, и редко используется профессиональными астрономами. [27]

При моделировании численной 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 «Размеры и расстояния 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, по предположению ван Хелдена, 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 » из 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 стадия (1903 перевод по Edwin Hamilton Gifford ), или как804 000 000 стадионов (издание Édourad des Places  [ de ] , 1974–1991). Используя греческий стадион от 185 до 190 метров, [29] [30] бывший перевод приходит к754 800  км к775 200  км , что очень 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 предположительным реконструкциям Ноэля Свердлоу и Дж. Дж. Тумера , это было получено из его предположения о «наименее заметном» солнечном параллаксе7 ′ . [32]

Китайский математический трактат Zhoubi Suanjing (около I века до н.э.) показывает, как расстояние до Солнца может быть вычислено 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
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 самом большом расстоянии от Луны, и из записей лунных затмений он оценил этот видимый диаметр, а также видимый диаметр теневого конуса Земли, который пересекает Луна во время лунного затмения. С учетом этих данных расстояние от Солнца до Земли может быть вычислено тригонометрически и равно1,210 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 в 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 осознал, что оценка Птолемея должна быть значительно занижена (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 можно было бы применить 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 вычислить 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 соотношением

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 около24 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.

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 находился ближе всего к Земле в 1672 году. Они получили значение солнечного параллакса9,5 ″ , 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 . Другой коллега, Оле Рёмер , обнаружил конечную скорость света в 1676 году: скорость была настолько велика, что ее обычно называли временем, необходимым свету, чтобы пройти от Солнца до Земли, или «световым временем на единицу расстояния». условность, которой все еще следуют астрономы сегодня.

Лучший метод наблюдения прохождения Венеры был разработан Джеймсом Грегори и опубликован в его « Оптике Промата» (1663 г.). Его настоятельно рекомендовал Эдмонд Галлей [43], и он применялся 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. [44]Различные результаты были сопоставлены Жеромом Лаландом, чтобы дать оценку солнечного параллакса8,6 дюйма .

ДатаМетодA / 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 своего широко признанного значения8,80 ″ для солнечного параллакса (близко к современному значению8,794 143 ″ ), хотя Ньюкомб также использовал данные о прохождениях 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. [45], которая использовалась для расчета эфемерид до 1964 г. [46]Название «астрономическая единица», по-видимому, впервые было использовано в 1903 году. [47] [ неудавшаяся проверка ]

Открытие сближающегося с Землей астероида 433 Эрос и его пролет около Земли в 1900–1901 гг. Позволило значительно улучшить измерения параллакса. [48] Другой международный проект по измерению параллакса 433 Эроса был предпринят в 1930–1931 годах. [42] [49]

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. [50]

События [ править ]

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

Единичное расстояние A (значение астрономической единицы в метрах) может быть выражено 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, излучая энергию, [51] поэтому орбиты планет неуклонно расширяются от Солнца. Это привело к призывам отказаться от астрономической единицы как единицы измерения. [52]

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 построение эфемерид полностью в единицах СИ, что все чаще становится нормой.

Анализ радиометрических измерений во внутренней Солнечной системе в 2004 году показал, что вековое увеличение единичного расстояния было намного больше, чем может быть объяснено солнечным излучением.15 ± 4 метра в век. [53] [54]

Измерения вековых вариаций астрономической единицы не подтверждаются другими авторами и довольно противоречивы. Более того, с 2010 года астрономическая единица не оценивалась планетными эфемеридами. [55]

Примеры [ править ]

В следующей таблице приведены 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 свет проходит за одну минуту-
Меркурий0,39-среднее расстояние от Солнца-
Венера0,72-среднее расстояние от Солнца-
земной шар1,00-среднее расстояние орбиты Земли от Солнца ( солнечный свет проходит 8 минут и 19 секунд, прежде чем достигнет Земли)-
Марс1,52-среднее расстояние от Солнца-
Юпитер5.2-среднее расстояние от Солнца-
Световой час7.2-расстояние, которое 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.[56]
Нептун30,1-среднее расстояние от Солнца-
Эрис67,8-среднее расстояние от Солнца-
Вояджер 2122-расстояние от Солнца в 2019 году[57]
Вояджер 1149-расстояние от Солнца в 2020 году[57]
Световой день173-расстояние свет проходит за один день-
Световой год63 241-расстояние, на которое свет проходит 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 астрономических единицах, используется для измерения расстояний за пределами Солнечной системы и составляет около 3,26 световых лет: 1 пк = 1  AU / tan (1 ″)[5] [58]
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 приблизительные, и могут значительно отличаться от других источников. Таблица также включает 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 переопределении 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 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] . Дата обращения 3 января 2015 .
  10. ^ "Международная система единиц (СИ)" (PDF) . SI Brochure (9-е изд.). BIPM. 2019. стр. 145 . Дата обращения 1 июля 2019 .
  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, Родос 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. с. 1. Архивировано из оригинального (PDF) 6 июля 2011 года.
  23. ^ Brumfiel, Geoff (14 сентября 2012). «Астрономическая единица фиксирована: расстояние Земля – Солнце меняется от скользкого уравнения к единственному числу» . 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. Бибкод : 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 расстоянии 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 Христианом Гюйгенсом расстояния до Солнца». 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, с. 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. ↑ pp. 29–33, van 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 (доклад). 4 . С. 144–51. Bibcode : 1943ASPL .... 4..144W .
  43. ^ Галлей, Э. (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. 
  44. ^ Погге, Ричард (май 2004). «Как далеко до Солнца? Венера проходила в 1761 и 1769 годах» . Астрономия. Государственный университет Огайо . Проверено 15 ноября 2009 года .
  45. ^ Conférence Internationale де étoiles fondamentales, Париж, 18-21 мая 1896
  46. ↑ Резолюция № 4 XII Генеральной ассамблеи Международного астрономического союза , Гамбург, 1964 г.
  47. ^ "Астрономическая единица" , Интернет-словарь Мерриам-Вебстера
  48. ^ 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 .
  49. ^ Спенсер Джонс, Х. (1941). «Солнечный параллакс и масса Луны по наблюдениям Эроса при противостоянии 1931 года». Mem. R. Astron. Soc . 66 : 11–66.
  50. ↑ Михайлов, А.А. (1964). «Константа аберрации и солнечный параллакс». Сов. Astron . 7 (6): 737–39. Bibcode : 1964SvA ..... 7..737M .
  51. ^ 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 .
  52. ^ "Возможно, потребуется переопределить AU" . Новый ученый . 6 февраля 2008 г.
  53. ^ 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 . 
  54. ^ 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 . 
  55. ^ 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 . 
  56. ^ Алан Стерн; Колвелл, Джошуа Э. (1997). «Коллизионная эрозия в изначальном поясе Эджворта-Койпера и формирование промежутка Койпера 30–50  а.е. ». Астрофизический журнал . 490 (2): 879–82. Bibcode : 1997ApJ ... 490..879S . DOI : 10.1086 / 304912 .
  57. ^ a b Самые далекие космические зонды .
  58. ^ 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 единицам (HTML-версия Руководства по стилю IAU)
  • В погоне за Венерой, наблюдая за прохождениями Венеры
  • Прохождение Венеры