Jednostka astronomiczna - Astronomical unit


Z Wikipedii, wolnej encyklopedii

jednostka astronomiczna
unit.png astronomiczny
Szara linia wskazuje odległość Ziemia-Słońce, które średnio wynosi około 1 jednostka astronomiczna.
Informacje ogólne
System jednostkowy System astronomiczny jednostek
(dopuszczone do stosowania z SI)
Jednostką długość
Symbol Au, ua, lub AU 
konwersje
1 au, ua, AU lub w ... ... jest równe ...
   metrycznych ( SI jednostek)    149 597 870 700  m
   cesarskie  i  amerykańskie  jednostki    9.2956 x 10 7  mi
   jednostek astronomicznych    4,8481 x 10 -6  PC
    1,5813 x 10 -5  ly

Jednostka astronomiczna (symbol: au, ua, lub AU) to jednostka długości , mniej więcej odległość od Ziemi do Słońca . Jednak, że zmienia się odległość Ziemia obiega Słońce, z maksymalnym ( aphelium ) do minimalnej ( peryhelium ) iz powrotem raz w roku. Pierwotnie pomyślany jako średnia aphelium i peryhelium Ziemi, od 2012 roku została ona zdefiniowana jako dokładnie 149 597 870 700 metrów lub około 150 milionów kilometrów (93 milionów mil). Jednostka astronomiczna służy przede wszystkim do pomiaru odległości w obrębie Układu Słonecznego lub wokół innych gwiazd. Jednakże, jest również podstawowym komponentem zdefiniowania innego jednostkę długości Astronomicznego, parseka .

Historia użycia symbolu

Różnorodność symboli jednostek i skróty są stosowane dla jednostki astronomicznych. W rezolucji z 1976 r Międzynarodowa Unia Astronomiczna (IAU) stosowany symbol A dla jednostki astronomicznej. W literaturze astronomicznej symbol AU był (i pozostaje) powszechne. W 2006 roku Międzynarodowe Biuro Miar i Wag (BIPM) zaleca ua jako symbol jednostki. W nienormatywnej załączniku C do ISO 80000-3 (2006), symbol jednostki astronomicznej jest „UA”. W 2012 roku IAU, zauważając, że „różne symbole są obecnie używane przez jednostki astronomicznej”, zaleca się użycie symbolu „AU”. W 2014 roku rewizji SI broszura, BIPM używane jednostki symbolu „AU”.

Opracowanie definicji jednostki

Orbita Ziemi wokół Słońca jest elipsa . Półoś tej eliptycznej orbity jest zdefiniowany jako połowa prostego odcinka linii , która łączy się aphelium . Środek Słońca polega na tym odcinku linii prostej, ale nie na jej punkcie środkowym. Ze względu elipsy są dobrze rozumiane kształty, mierząc jego skrajnych punktów zdefiniowanych dokładny kształt matematycznie i możliwa do obliczenia orbity całej jak przewidzieć na podstawie obserwacji. Ponadto nakreślone dokładnie największą odległość liniową, że Ziemia przemierza w ciągu roku, czasy i miejsca definiowania do obserwacji największej paralaksy (pozorny przesunięcia pozycji) w pobliskich gwiazd. Wiedząc przesunięcie Ziemi i przesunięcie gwiazda pozwoliła odległość gwiazdy zostać obliczona. Ale wszystkie pomiary podlegają pewnym stopniem niepewności lub błędu i niepewności w długości jednostki astronomicznej tylko zwiększone niepewności w gwiezdnych odległości. Ulepszenia w precyzji zawsze były kluczem do poprawy astronomiczną zrozumienie. Przez cały XX wieku, coraz bardziej precyzyjne pomiary stały i wyrafinowany, i coraz bardziej zależne od dokładnej obserwacji skutków opisanych przez Einsteina teorii względności i na narzędzi matematycznych jest używanych.

Pomiary poprawiające były stale kontrolowane i zweryfikowane za pomocą lepszego zrozumienia prawa mechaniki nieba , które regulują ruchy obiektów w przestrzeni. Oczekiwane pozycji i odległości obiektów w ustalonym czasie są obliczane (w AU) od tych przepisów, a montowane w zbiorze danych zwaną efemeryd . NASA „s Jet Propulsion Laboratory HORYZONTY System dostarcza jedna z kilku usług obliczeniowych efemeryd.

W 1976 roku, w celu stworzenia jeszcze bardziej precyzyjne miary dla jednostki astronomicznej, IAU formalnie przyjęła nową definicję . Chociaż bezpośrednio na podstawie najlepszych dostępnych wówczas pomiarów obserwacyjnych, definicja została przekształcona w kategoriach najlepszych wówczas indeks matematycznych z mechaniki nieba i efemeryd planetarnych. Stwierdzono, że „astronomiczny jednostkę długości jest to, że długość ( ) w których Gaussa stała grawitacji ( k ) przyjmuje wartość 0,017 202 098 95 gdy zespoły pomiarowe są astronomiczne jednostkach długości, masy i czasu”. Równoważnie, w tym określenia, jeden AU jest „promień kołowego na niezakłóconą newtonowskiej orbity Słońca o cząstki o masie nieskończenie poruszającego się częstotliwość kątową o 0,017 202 098 95  radianów na dzień ”; lub alternatywnie, długość których heliocentric stała grawitacyjna (produkt G M ) wynosi ( 0,017 202 098 95 ) 2  AU 3 / d, 2 , kiedy to długość jest używane do opisania położenia przedmiotów w systemie Słonecznym.

Kolejne poszukiwań słonecznego systemu przez sondy przestrzeni stało się możliwe uzyskanie dokładnych pomiarów względnych położeń planety wewnętrzne i innych przedmiotów za pomocą radaru i telemetrii . Podobnie jak w przypadku wszystkich pomiarów radarowych, te polegają na mierzeniu czasu potrzebnego dla fotonów być odbite od obiektu. Ponieważ wszystkie fotony poruszać się z prędkością światła w próżni podstawowym stałe z świata, odległość od obiektu, z sondy jest obliczana jako iloczyn szybkości światła i czasu zmierzonego. Jednak dla precyzji obliczeń wymagają dostosowania do rzeczy, takich jak ruchy sondy i przedmiotu, podczas gdy fotony są w tranzycie. Ponadto, pomiar czasu sama musi być przetłumaczony na standardowej skali, uwzględniającego relatywistycznej dylatacji czasu. Porównanie pozycji efemerydalnych z pomiarami czasu wyrażonego w TDB skali prowadzi się do wartości dla prędkości światła w jednostkach astronomicznych dziennie (o 86 400  s ). Do 2009 roku IAU uaktualnił swoje standardowe środki w celu uwzględnienia poprawek i obliczył prędkość światła na 173.144 632 6847 (69) AU / d (TDB).

W 1983 roku Międzynarodowy Komitet Miar i Wag (CIPM) zmodyfikował Międzynarodowego Układu Jednostek Miar (SI lub „nowoczesny” system metryczny), aby miernik zdefiniowany jako odległości przebytej w próżni przez światło w 1/299792458 sekundę. To zmienione poprzednią definicją, ważne w latach 1960 i 1983, które to, że miernik wynosiła pewnej liczby fal o określonej linii emisyjnej kryptonu-86. (Powodem zmian był ulepszony sposób pomiaru prędkości światła.) Prędkość światła może być następnie wyrażone jako dokładnie C 0 = 299 792 458  m / s , standard przyjęty także przez IERS standardów liczbowymi. Z tej definicji i w standardzie IAU 2009, czas światła przechodzić AU znajduje się τ = 499,004 783 8061 ± 0.000 000 01  y , więcej niż 8 minut. Mnożenie, najlepiej IAU 2009 oszacowanie było  = c 0 τ  = 149 597 870 700 ± 3 m , na podstawie porównania JPL i IAA-ras efemerydach.

W 2006 BIPM odnotowano wartość jednostki astronomiczne 1,495 978 706 91 (6), x 10 11  m . W 2014 roku rewizji SI broszura, BIPM uznane IAU w 2012 redefinicję jednostki astronomicznej jako 149 597 870 700  m . lub wzrost 9 metrów.

Szacunek ten wciąż pochodzi z obserwacji i pomiarów podlegających błąd i na podstawie technik, które jeszcze nie wszystkie efekty relatywistyczne standaryzacji, a więc nie były stałe dla wszystkich obserwatorów. W 2012 roku, uznając, że wyrównanie względności sam może sprawić, że definicja zbyt skomplikowane, IAU prostu stosować oszacowania 2009 przedefiniować jednostkę astronomiczną jak konwencjonalna jednostka długości bezpośrednio związane z metra (dokładnie 149 597 870 700  m ). Nowa definicja uznaje również jako konsekwencja że jednostka astronomiczna jest teraz odgrywać rolę zmniejszonej wagi, ograniczonego jej stosowania do tego z wygody w niektórych zastosowaniach.

1 jednostka astronomiczna   = 149 597 870 700 m (dokładnie)
92,955 807 mln mil
499.004 sekund świetlnych
4,848 1368 milionowych ( 4,848 1368 x 10 -6 ) o parseka
15,812 507 milionowych ( 15,812 507 x 10 -6 ) o lekkiej roku

Definicja ta prędkość światła, zdefiniowanego jako dokładnie 299 792 458  m / s , równy dokładnie 299 792 458  x  86 400  ÷  149 597 870 700 lub około 173,144 632 674 240 AU / d, około 60 części na bilion mniej niż 2009 oszacowanie.

Wykorzystanie i znaczenie

Z definicji stosowanych do 2012, jednostka Astronomiczne zależy od heliocentrycznym przyspieszenie ziemskie , to jest produktem stała grawitacyjna G i masy słonecznego M . Ani G ani M może być mierzona z dużą dokładnością oddzielnie, ale wartość ich produktu znany jest bardzo precyzyjne obserwowanie względnych położeń planety ( trzecie prawo Keplera wyrażone newtonowskiej grawitacji). Tylko produkt jest zobowiązany do obliczania położenia planet na efemerydy , więc efemerydy są obliczane w jednostkach astronomicznych, a nie w jednostkach SI.

Obliczanie efemeryd wymaga również uwzględnienia efektów ogólnej teorii względności . W szczególności, przedziały czasowe mierzone na powierzchni Ziemi ( czas ziemski , TT) nie są stałe w stosunku do ruchów planet: druga naziemnej (TT) wydaje się być już w czasie zimy na półkuli północnej i krótszy latem półkuli północnej, kiedy w stosunku do „planetarnej druga” (tradycyjnie mierzone w barycentrycznej dynamicznego czasie TDB). To dlatego, że odległość między Ziemią a Słońcem nie jest stała (waha się między 0,983 289 8912 i 1.016 710 3335  AU ) oraz, gdy Ziemia znajduje się bliżej Słońca ( peryhelium ), pole grawitacyjne Słońca jest silniejszy i Ziemia porusza się szybciej wzdłuż jej orbity . Jako miernik jest definiowana w kategoriach drugiego i prędkość światła jest stała dla wszystkich obserwatorów, miernik naziemnej wydaje się zmienić w stosunku do długości planetarnej „metr” na zasadzie okresowej.

Miernik jest zdefiniowany jako jednostka odpowiedniej długości , ale definicja SI nie określa tensor metryczny być używany do określenia go. Rzeczywiście, Międzynarodowy Komitet Miar i Wag (CIPM) zauważa, że „jego definicja ma zastosowanie tylko w obrębie zasięgu przestrzennego tyle mała, że efekty niejednorodności pola grawitacyjnego można zignorować”. Jako takie, miernik jest niezdefiniowana dla celów pomiaru odległości w Układzie Słonecznym. Definicja jednostki astronomicznej 1976 była niekompletna, ponieważ nie określono ramkę odniesienia w tym czasie ma być mierzony, ale okazał się praktyczny do obliczania efemerydach: definicja Fuller, że jest zgodny z ogólnym wzgl zaproponowano i „intensywne debata”nastąpiła dopiero w sierpniu 2012 roku, kiedy IAU przyjęła obecną definicję jednostki astronomicznej = 1 149 597 870 700 metrów .

Urządzenie astronomiczny jest zwykle używany do gwiazd układ odległości skalę, takich jak wielkości protostellar twardego lub heliocentrycznym odległości asteroidzie, podczas gdy inne jednostki są używane do innych odległościach astronomii . Jednostka astronomiczna jest zbyt małe, aby być wygodne dla międzygwiezdnych dystansach, gdzie parsec i lekkich lat są powszechnie stosowane. Parsek (paralaksy sekundy kątowej) jest określona w odniesieniu do jednostki astronomicznej, jako odległość od obiektu z paralaksy 1 sekundy kątowej . Światło-lat jest często stosowany w popularnych dzieł, ale nie jest zatwierdzona jednostka non-SI i jest rzadko używany przez zawodowych astronomów.

Kiedy symulację numeryczną model Układu Słonecznego , jednostka astronomiczna zapewnia odpowiednią skalę, która minimalizuje ( przepełnienie , niedomiar i obcinania ) błędów zmiennoprzecinkowych obliczeń.

Historia

Według Archimedesa w Sandreckoner (2,1), Arystarch z Samos szacowana odległość do Słońca będzie 10 000 razy promień Ziemi (prawdziwa wartość wynosi około 23 000 ). Jednak książka od wielkości i odległości od Słońca i Księżyca , który od dawna przypisane do Arystarch, mówi, że obliczona odległość do Słońca wyniesie między 18 a 20 razy odległość do Księżyca , podczas gdy prawdziwy stosunek jest około 389,174. Te ostatnie oszacowanie oparte było na kąt pomiędzy pół księżyca i Słońca, których przybliżony w 87 ° C (wartość prawdziwa znajdował się blisko 89.853 °). W zależności od odległości, że Van Helden zakłada Arystarch wykorzystywane do odległości do Księżyca, jego wyliczona odległość do Słońca spadnie pomiędzy 380 a 1520 promienia Ziemi.

Według Euzebiusza z Cezarei w Praeparatio Evangelica (Książka XV, rozdział 53), Eratostenes znalazł odległość do słońca, aby być „σταδιων μυριαδας τετρακοσιας και οκτωκισμυριας” (dosłownie „na stadionach miriady 400 i 80 000 ”), ale z dodatkowej nocie że w tekście greckim umowa gramatyczna jest między miriady (nie stadionach ) z jednej strony i obie 400 i 80 000 na drugiej, a po grecku, w przeciwieństwie do angielskiego, wszystkie trzy (lub wszystkie cztery gdyby to stadiony ) słowa są odmieniane . Zostało przetłumaczone zarówno jako 4 080 000 stadionów (1903 przekładzie Edwina Hamilton Gifford ) lub jako 804 000 000 stadionów (edycja des Places” , datowany 1974-1991). Korzystanie z grecką stadion z 185 do 190 metrów, były Tłumaczenie dochodzi do 754 800  km do 775 200  km , co jest zdecydowanie zbyt niska, natomiast tłumaczenie sekund dochodzi do 148,7 do 152,8 milionów kilometrów (z dokładnością do 2%). Hipparch dał również oszacowanie odległości Ziemi od Słońca, cytowany przez Pappusa jako równą 490 promienia Ziemi. według hipotetyczne rekonstrukcje Noel Swerdlow i GJ Toomer ta pochodzi od jego założeniu „najmniej wyczuwalny” paralaksy słonecznego 7 minut kątowych.

Chiński traktat matematyczny The Zhoubi Suanjing (ok. 1 wiek pne), pokazuje, jak odległość do Słońca może być obliczana geometrycznie, przy użyciu różnych długości noontime cienie obserwowane w trzech miejscach 1000 li siebie i założenie, że Ziemia jest płaska ,

Odległość do Słońca
oszacowanej przez
Oszacowanie w AU
Solar
paralaksy
Ziemia
promienie
Archimedes (3rd wpne)
(w The Sand Reckoner )
40 " 10 000 0,426
Arystarch (3rd wpne)
(w od wielkości i odległości )  
- 380- 1520 0.016-0.065
Hipparch (2nd wpne) 7 ' 490 0,021
Posidoniusa (1 wiek pne)
(cytowany przez współczesny Kleomedes )
- 10 000 0,426
Ptolemeusz (2nd wieku) 2 '50 " 1210 0,052
Godefroy Wendelin (1635) 15 " 14 000 0,597
Jeremiah Horrocks (1639) 15 " 14 000 0,597
Christiaan Huyghens (1659) 8.6 " 24 000 1,023
Cassini i Richer (1672) 9 1 / 2 " 21 700 0,925
Jerome Lalande (1771) 8.6 " 24 000 1,023
Newcomb Simon (1895) 8.80 " 23 440 0,9994
Arthur Hinks (1909) 8,807 " 23 420 0,9985
H. Spencer Jones (1941) 8,790 " 23 466 1,0005
nowoczesna astronomia 8,794 143 " 23 455 1,0000

W 2. wne Ptolemeusz oszacował średnia odległość Słońca jako 1210 razy promień Ziemi . Aby określić tę wartość, Ptolemeusza zaczął poprzez pomiar paralaksy Księżyca, znalezienie tego, co wyniosła poziomej księżycowy paralaksy 1 ° 26 ', która była zbyt duża. Potem pochodzi księżycowy maksymalną odległość 64 1 / 6  Ziemi promieniach. Ze względu na jego anulowanie błędy paralaksy rysunku, jego teorii orbity Księżyca i innych czynników, liczba ta wynosiła około poprawne. Następnie mierzy pozorne wielkości Słońca i Księżyca i stwierdził, że pozorna średnica Słońca wynosiła pozornej średnicy Księżyca w największej odległości Księżyca, a od zapisów księżycowych zaćmień, że szacuje tę pozorną średnicę, jak oraz pozornej średnicy stożka cienia ziemi, przez który przechodzi księżyca podczas zaćmienia. Biorąc pod uwagę te dane, odległość Słońca od Ziemi można trygonometrycznie obliczane za 1210 Ziemi promienie. Daje to stosunek słonecznej księżycowy odległości około 19, dopasowując postać Arystarch użytkownika. Chociaż procedura Ptolemeusza jest teoretycznie wykonalne, jest bardzo wrażliwy na niewielkie zmiany w danych, tak że zmieniając pomiar o kilka procent może sprawić, że odległość słoneczna nieskończona.

Po grecki astronomia został przekazany do średniowiecznego świata islamskiego, astronomowie wprowadziła pewne zmiany do modelu kosmologicznego Ptolemeusza, ale nie znacząco zmienić jego oszacowanie odległości Ziemia-Słońce. Na przykład, w swoim wstępie do astronomii Ptolemeusza, al-Farghānī dało średnią odległość słonecznego z 1170 promienia Ziemi, podczas gdy w jego Zij , Al Battani stosowany średni dystans słonecznego z 1108 Ziemi promieniach. Kolejne astronomowie, takie jak Biruni , stosowane podobne wartości. Później w Europie, Kopernik i Tycho Brahe stosowane również dane porównywalne ( 1142 i 1150 Ziemia radii), a więc w przybliżeniu odległość Ptolemeusza Ziemia-Słońce przetrwał przez 16 wieku.

Johannes Kepler był pierwszy zdawać sobie sprawę, że oszacowanie Ptolemeusza musi być znacznie zbyt niska (według Keplera, przynajmniej trzykrotnie) w swoich Rudolphine tabelach (1627). Prawa Keplera pozwolił astronomom obliczyć względne odległości planet od Słońca, a rekindled zainteresowanie pomiaru wartości bezwzględnej dla Ziemi (które mogą być następnie stosowane do innych planet). Wynalazek teleskopu pozostawiono znacznie bardziej dokładnych pomiarów kątów niż jest to możliwe gołym okiem. Flemish astronom Godefroy Wendelin powtarzane pomiary Arystarcha 1635 i stwierdzono, że wartość Ptolemeusza była zbyt niska, o współczynnik co najmniej jedenaście.

Nieco bardziej dokładne oszacowanie można uzyskać poprzez obserwację tranzytu Wenus . Mierząc tranzyt w dwóch różnych lokalizacjach, można dokładnie obliczyć paralaksy Wenus i od względnej odległości od ziemi i Wenus z Sun, słonecznego paralaksy α (która nie może być zmierzona bezpośrednio w związku z nasłonecznienie). Jeremiah Horrocks usiłował produkować oszacowana na podstawie jego obserwacji tranzytu 1639 (opublikowanym w 1662), co daje paralaksy słoneczną 15 sekundy kątowej , podobne do fig Wendelin użytkownika. Paralaksy słoneczna jest związany z odległości Ziemia-Słońce, mierzoną w promieniach Ziemi przez

Im mniejsza paralaksa słoneczna, tym większa jest odległość między Słońcem a Ziemią: a paralaksy słonecznego 15" jest równoznaczne z odległości Ziemia-Słońce 13 750 Ziemi promieniach.

Christiaan Huygens Uważa się, że odległość była jeszcze większa: porównując pozorne rozmiary Wenus i Mars , że szacowana wartość około 24 000 promieni ziemskich, równoważna paralaksy słonecznego 8,6" Chociaż szacunki Huygensa jest niezwykle blisko do współczesnych wartości. , często jest to zdyskontowane przez historyków astronomii powodu wielu niesprawdzonych (i niepoprawne) założeniach miał przygotować dla jego sposobu pracy; dokładność jego wartości wydaje się być oparty więcej szczęścia niż dobrego pomiaru, z jego różne błędy anulowanie nawzajem.

Tranzyty Wenus przed tarczą Słońca były przez długi czas, najlepszym sposobem pomiaru jednostki astronomicznej, pomimo trudności (tutaj tak zwany „ czarny efekt drop ”) oraz rzadkość występowania obserwacji.

Jean Richer i Giovanni Cassini zmierzył paralaksę Marsa między Paryż i Cayenne w Gujanie Francuskiej , gdy Mars był w jej najbliżej Ziemi w 1672. Przybyli na rysunku dla paralaksy słonecznego 9 1 / 2  ”, równoważna spawalniczy odległość słońca od około 22 000 promieni ziemskich. byli też pierwsi astronomowie mieć dostęp do dokładnych i wiarygodnych wartości dla promienia Ziemi, która była mierzona przez ich kolega Jean Picard w 1669 jak 3269 tys toises . Innym kolega, Ole Rømer , odkrył skończonej prędkości światła w 1676: prędkość była tak wielka, że był zwykle cytowany jako czas potrzebny do światła, aby podróżować ze Słońca do Ziemi, lub „lekki czasu na jednostkę odległości”, konwencji, który jest nadal następnie przez astronomów dzisiaj.

Lepszym metodę obserwacji tranzytu Wenus była opracowana przez James Gregory i opublikowane w jego Optica Promata (1663). Został on silne poparcie Edmond Halley i zastosowano do tranzytu Wenus obserwowano w 1761 i 1769, a następnie ponownie w 1874 i 1882 roku tranzytu Wenus występują parami, ale mniej niż jednej pary każdego wieku, obserwując tranzytu 1761 i 1769 był bezprecedensowy międzynarodowa operacja naukowe w tym uwag przez Jamesa Cooka i Charlesa Greena z Tahiti. Pomimo wojna siedmioletnia , dziesiątki astronomów zostały wysłane do obserwowania punktów na całym świecie dużym kosztem i zagrożenia osobistego: kilka z nich zmarło w przedsięwzięciu. Poszczególne wyniki zebrano przez Jerome Lalande'a dać postać do paralaksy słonecznego 8,6 ".

Data metoda / Gm Niepewność
1895 aberracja 149,25 0.12
1941 paralaksa 149,674 0,016
1964 radar 149.5981 0.001
1976 telemetrii 149,597 870 0.000 001
2009 telemetrii 149,597 870 700 0.000 000 003

Inną metodą określania zaangażowane stałą aberracji . Simon Newcomb dał wielką wagę do tej metody podczas wyprowadzania jego szeroko akceptowana wartość 8,80 "dla paralaksy słonecznego (zbliżony do współczesnego wartości 8.794 143 "), choć Newcomb stosowane również dane z tranzytu Wenus. Newcomb współpracował również z A. A. Michelsona do pomiaru prędkości światła z urządzeń naziemnych; w połączeniu ze stałą aberracji (która jest związana z czasem lekkiego jednostkę odległości) dało pierwszy bezpośredni pomiar odległości Ziemi Sun w kilometrach. Wartość Newcomb za paralaksy słonecznego (i dla stałej aberracji i Gaussa przyspieszenie ziemskie ) wprowadzano do pierwszego systemu międzynarodowego stałych astronomicznych 1896, który pozostał na miejscu dla obliczenia efemerydach do 1964 nazwą „jednostka optycznej” pojawia się pierwszy zostały wykorzystane w 1903 r.

Odkrycie w pobliżu Ziemi asteroidy 433 Eros i jego przejście w pobliżu Ziemi w 1900-1901 pozwoliło na znaczną poprawę pomiaru paralaksy. Kolejny międzynarodowy projekt do pomiaru paralaksy 433 Eros została przeprowadzona w latach 1930-1931.

Bezpośrednie pomiary radarowe odległości do Wenus i Mars stał się dostępny na początku 1960 roku. Wraz z poprawą pomiarów prędkości światła, te wykazały, że wartości Newcomb za rok paralaksy słonecznego i stałej aberracji były niezgodne ze sobą.

rozwój

Jednostka astronomiczna stosuje się jako podstawę trójkąta pomiaru gwiazd paralaksy (odległości w obrazie nie jest w skali) .

Odległość jednostka (wartość jednostki astronomicznej m) może być wyrażony w odniesieniu do innych stałych astronomicznych :

gdzie G jest Newtona stała grawitacyjna , M jest masa słonecznego , k jest wartością liczbową Gaussa stałą grawitacyjną i D jest okres czasu od jednego dnia. Słońce jest stale utraty masy przez promieniujące z dala energię, więc orbity planet są stale rozszerza się na zewnątrz od Słońca Doprowadziło to do zaproszeń do porzucenia jednostki astronomicznej jako jednostkę miary.

Ponieważ prędkość światła ma dokładnie określoną wartość w jednostkach SI i Gaussa stała grawitacyjna K jest stała w astronomicznym systemu jednostek , mierząc czas światła na jednostkę odległości jest dokładnie równoważny pomiaru produkt G M w jednostkach SI. W związku z tym, możliwe jest skonstruowanie efemerydy całkowicie w jednostkach SI, które w coraz większym stopniu staje się normą.

Z 2004 roku Analiza pomiarów radiometrycznych w układzie słonecznym sugerują, że świecki wzrost na jednostkę odległości był znacznie większy niż można wyjaśnić za pomocą promieniowania słonecznego, + 15 ± 4 metrów na wieku.

Pomiary Świeckiego wariantów jednostki astronomicznej nie zostały potwierdzone przez innych autorów, są dość kontrowersyjne. Ponadto, od 2010 roku, jednostka astronomiczna nie została oszacowana przez planetarnych efemeryd.

Przykłady

Poniższa tabela zawiera pewne odległości podane w jednostkach astronomicznych. Obejmuje ona kilka przykładów z odległości, które nie są zazwyczaj podawane w jednostkach astronomicznych, bo są zbyt krótkie lub zbyt długie. Odległości zwykle zmienia się w czasie. Przykłady wymieniono poprzez zwiększenie odległości.

Obiekt Długość lub odległość (AU) Zasięg Komentarz i punkt odniesienia bibl
Light-sekunda 0.002  - Strumień światła porusza się w czasie jednej sekundy -
Lunar odległość 0,0026 - średnia odległość od Ziemi (które misje Apollo trwało około 3 dni podróży) -
promień słońca 0,005  - Promień słońca ( 695 500  km , 432 450  mil , sto razy promień Ziemi lub dziesięć razy średni promień Jowisza) -
Lekkie minut 0.12   - Strumień światła porusza się w ciągu jednej minuty -
Rtęć 0.39   - Średnia odległość od Słońca -
Wenus 0.72   - Średnia odległość od Słońca -
Ziemia 1.00   - Średnia odległość od orbity Ziemi od Słońca ( światło słoneczne podróżuje przez 8 minut i 19 sekund przed dotarciem do Ziemi) -
Mars 1.52   - Średnia odległość od Słońca -
Light-godzinny 7.2    - Strumień światła porusza się w ciągu jednej godziny -
pas Kuipera 30      - Krawędź wewnętrzna rozpoczyna się około 30 AU
Light-dni 173      - Światło porusza się w odległości jednego dnia -
Rok świetlny 63 241      - lekki dystans w czasie jednego roku juliańskiego (365,25 dni) -
obłok Oorta 75 000      ± 25 000 odległość od zewnętrznej granicy Oorta chmurą od Słońca (szacowane odpowiada 1,2 lat świetlnych) -
parsec 206 265      - jeden parsec (The parsec jest definiowana w kategoriach jednostki astronomicznej, służy do mierzenia odległości poza zakresem Układu Słonecznego i wynosi około 3,26 lat świetlnych).
Proxima Centauri 268 000      ± 126 Odległość do najbliższej gwiazdy w Układzie Słonecznym -
Galactic Center 1 700 000 000      - odległość od Słońca do środka Drogi Mlecznej -
Uwaga: Dane w tej tabeli są zwykle zaokrąglone, szacunków, często przybliżone szacunki i mogą znacznie różnić się od innych źródeł. Tabela zawiera również inne jednostki długości, dla porównania.

Zobacz też

Referencje

Dalsza lektura

Linki zewnętrzne