Астрономическая единица - Astronomical unit

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
(Принято для использования с SI)
Единицадлина
Символau или AU
Конверсии
1 у.е. или AU в ...... равно ...
   метрика (SI ) единицы   1.495978707×1011 м
   имперский  & нас единицы   9.2956×107 ми
   астрономические единицы   4.8481×10−6 ПК
   1.5813×10−5 лы

В астрономическая единица (символ: au,[1][2][3] или же Австралия) это единица длины, примерно на расстоянии от земной шар к солнце и составляет примерно 150 миллионов километров (93 миллиона миль). Фактическое расстояние меняется по мере вращения Земли вокруг Солнца от максимального (афелий ) до минимума (перигелий ) и обратно один раз в год. AU изначально задумывался как среднее значение афелия и перигелия Земли; однако с 2012 г. он определяется как 149597870700 м.[4]

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

История использования символа

Для обозначения астрономической единицы использовались различные символы единиц измерения и сокращения. В резолюции 1976 г. Международный астрономический союз (IAU) использовал символ А для обозначения длины, равной астрономической единице.[6] В астрономической литературе символ AU был (и остается) обычным явлением. В 2006 г. Международное бюро мер и весов (BIPM) рекомендовал ua в качестве символа для единицы.[7] В ненормативном приложении С к ISO 80000-3: 2006, 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 научные журналы опубликовано Американское астрономическое общество и Королевское астрономическое общество впоследствии принял 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 единицы измерения

Смотрите также: Орбита Земли

Орбита Земли вокруг Солнца эллипс. В большая полуось этого эллиптическая орбита определяется как половина прямой отрезок это присоединяется к перигелий и афелий. Центр Солнца находится на этом отрезке прямой, но не в его середине. Поскольку эллипсы являются хорошо понятными формами, 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, определив время и места для наблюдений за самыми большими параллакс (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 больше зависели от точного наблюдения эффектов, описанных Эйнштейн с теория относительности и на математический аппарат, который он использовал.

Улучшение измерений постоянно проверялось и перекрестно проверялось посредством лучшего понимания законов небесная механика, которые управляют движением объектов в пространстве. Ожидаемые положения и расстояния до объектов в установленное время вычисляются (в а.е.) на основе этих законов и собираются в набор данных, называемый эфемериды. НАСАс Лаборатория реактивного движения Система HORIZONS предоставляет одну из нескольких услуг вычисления эфемерид.[13]

В 1976 году, чтобы установить еще более точные измерения астрономической единицы, МАС официально принял новое определение. Хотя это определение было непосредственно основано на лучших на тот момент наблюдательных измерениях, оно было переработано с учетом лучших на тот момент математических выводов из небесной механики и планетарных эфемерид. В нем говорилось, что «астрономической единицей длины является длина (А), для которого Гауссовская гравитационная постоянная (k) принимает значение 0.01720209895 когда единицы измерения - астрономические единицы длины, массы и времени ".[6][14][15] Эквивалентно, согласно этому определению, один а.е. - это «радиус невозмущенной круговой ньютоновской орбиты вокруг Солнца частицы, имеющей бесконечно малую массу, движущуюся с угловая частота из 0.01720209895 радиан в день";[16] или, альтернативно, длина, на которую гелиоцентрическая гравитационная постоянная (продукт граммM☉) равно (0.01720209895)2 au3/ д2, когда длина используется для описания положения объектов в Солнечной системе.

Последующие исследования Солнечной системы космические зонды позволил получить точные измерения относительного положения внутренние планеты и другие объекты с помощью радар и телеметрия. Как и все радиолокационные измерения, они основаны на измерении времени, необходимого для фотоны отражаться от объекта. Поскольку все фотоны движутся по скорость света в 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 Барицентрическое динамическое время (TDB) приводит к значению скорости света в астрономических единицах за день ( 86400 s). К 2009 году IAU обновил свои стандартные меры, чтобы отразить улучшения, и рассчитал скорость света на 173.1446326847(69) а.е. / д (TDB).[17]

В 1983 году CIPM модифицировал Международная система единиц (СИ, или «современная» метрическая система), чтобы измерить метр как расстояние, пройденное светом в вакууме за 1 /299792458 второй. Это заменило предыдущее определение, действовавшее между 1960 и 1983 годами, которое заключалось в том, что измеритель равен 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 c0 = 299792458 РС, стандарт, также принятый IERS числовые стандарты.[18] Исходя из этого определения и стандарта IAU 2009 года, время, за которое свет проходит через астрономическую единицу, составляет τА = 499.0047838061±0.00000001 s, что чуть больше 8 минут 19 секунд. Путем умножения лучшая оценка IAU 2009 была А = c0τА = 149597870700±3 мес.,[19] на основе сравнения Лаборатории реактивного движения и ИАА – РАН эфемериды.[20][21][22]

В 2006 году BIPM сообщил значение астрономической единицы как 1.49597870691(6)×1011 м.[7] В редакции брошюры SI 2014 года BIPM признал, что в 2012 году МАС переопределил астрономическую единицу как 149597870700 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 (точно 149597870700 м).[19][23] Новое определение также признает, как следствие, то, что астрономическая единица теперь должна играть меньшую роль, ограниченную в ее использовании удобством в некоторых приложениях.[19]

1 астрономическая единица= 149597870700 метры (точно)
≈ 92955807 миль
≈ 499.00478384 световые секунды
≈ 4.8481368×10−6 парсек
≈ 1.5812507×10−5 световых лет

Это определение определяет скорость света как 299792458 РС, точно равное 299792458 × 86400 ÷ 149597870700 или о 173.144632674240 au / d, около 60 деталей в триллион меньше, чем оценка 2009 года.

Использование и значение

В определениях, используемых до 2012 года, астрономическая единица зависела от гелиоцентрическая гравитационная постоянная, то есть продукт гравитационная постоянная, грамм, а солнечная масса, M☉. Ни один грамм ни M☉ могут быть измерены с высокой точностью по отдельности, но ценность их произведения очень точно известна из наблюдений за относительным положением планет (Третий закон Кеплера выражается через ньютоновскую гравитацию). 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 влияния общая теория относительности. В частности, временные интервалы, измеренные 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» (обычно измеряемой в TDB). Это связано с тем, что расстояние между Землей и Солнцем не фиксировано (оно варьируется от 0.9832898912 и 1.0167103335 au) и, когда Земля ближе к Солнцу (перигелий ), гравитационное поле Солнца 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 подходящая длина, но определение SI не указывает метрический тензор будет использоваться при его определении. Действительно, Международный комитет мер и весов (CIPM) отмечает, что «его определение применимо только в пределах достаточно малого пространственного размера, чтобы можно было игнорировать эффекты неоднородности гравитационного поля».[24] Таким образом, счетчик не предназначен для измерения расстояний в Солнечной системе. Определение астрономической единицы в 1976 г. было неполным, потому что в нем не указывалось точка зрения 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 "бурные дебаты"[26] до августа 2012 года, когда МАС принял текущее определение 1 астрономическая единица = 149597870700 метры.

Астрономическая единица обычно используется для звездная система масштабировать расстояния, такие как размер протозвездного диска или гелиоцентрическое расстояние астероида, тогда как другие единицы используются для другие расстояния в астрономии. Астрономическая единица слишком мала, чтобы быть удобной для межзвездных расстояний, когда парсек и световой год широко используются. Парсек (параллакс угловая секунда ) определяется в астрономической единице, являющейся расстоянием до объекта с параллаксом 1″. 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 численная модель Солнечной системы, астрономическая единица обеспечивает соответствующий масштаб, который минимизирует (переполнение, переполнение и усечение ) ошибки в плавающая точка расчеты.

История

Книга О размерах и расстояниях Солнца и Луны, который давно приписывают Аристарх, говорит, что он рассчитал расстояние до Солнца в 18-20 раз больше расстояние до Луны, тогда как истинное соотношение составляет около 389.174. Последняя оценка была основана на угле между месяц и Солнце, которое он оценил как 87° (истинное значение близко к 89.853°). В зависимости от расстояния, которое, как предполагает Ван Хелден, Аристарх использовал для определения расстояния до Луны, его расчетное расстояние до Солнца будет между 380 и 1,520 Радиусы Земли.[28]

В соответствии с Евсевий Кесарийский в Praeparatio Evangelica (Книга XV, Глава 53), Эратосфен обнаружил, что расстояние до Солнца составляет «σταδιων μυριαδας τετρακοσιας και οκτωκισμυριας» (буквально «из стадион мириады 400 и 80000″), но с дополнительным примечанием, что в греческом тексте грамматическое соглашение между мириады (нет стадион) с одной стороны и оба 400 и 80000 с другой стороны, как и в греческом, в отличие от английского, все три (или все четыре, если включить один стадион) слова склонен. Это было переведено как 4080000 стадион (Перевод 1903 г. Эдвин Гамильтон Гиффорд ), или как 804000000 стадион (издание Édourad des Places [де ], датированные 1974–1991 гг.). Используя греческий стадион от 185 до 190 метров,[29][30] прежний перевод приходит к 754800 км к 775200 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 Земли от Солнца, которую цитирует Паппус равным 490 земным радиусам. Согласно предположительным реконструкциям Ноэль Свердлоу и Дж. Дж. Тумер, это было получено из его предположения о "наименее заметном" солнечном параллаксе 7′.[32]

Китайский математический трактат Чжуби Суаньцзин (ок. I в. до н.э.), показывает, как расстояние до Солнца может быть вычислено геометрически, используя различную длину полуденных теней, наблюдаемых в трех местах. 1,000 Ли отдельно и предположение, что Земля плоская.[33]

Расстояние до Солнца
оценивается		ОцениватьВ au
Солнечная
параллакс		земной шар
радиусы
Аристарх (3 век до н.э.)
(в О размерах и расстояниях )  		–380–1,5200.016–0.065
Архимед (3 век до н.э.)
(в Счетчик песка )		40″100000.426
Гиппарх (2 век до н.э.)7′4900.021
Посидоний (1 век до н.э.)
(цитируется ровесником Клеомед )		–100000.426
Птолемей (2 век)2' 50″1,2100.052
Годфрой Венделин (1635)15″140000.597
Джеремайя Хоррокс (1639)15″140000.597
Кристиан Гюйгенс (1659)8.2″25086[34]1.068
Кассини & Богаче (1672)9.5″217000.925
Жером Лаланд (1771)8.6″240001.023
Саймон Ньюкомб (1895)8.80″234400.9994
Артур Хинкс (1909)8.807″234200.9985
Х. Спенсер Джонс (1941)8.790″234661.0005
современное астрономия8.794143″234551.0000

Во 2 веке нашей эры Птолемей оценил среднее расстояние до Солнца как 1,210 раз Радиус Земли.[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 получил максимальное расстояние до Луны 64+1/6 Радиусы 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 по записям лунных затмений он оценил этот видимый диаметр как а также видимый диаметр теневого конуса Земли, пройденный Луной во время лунного затмения. Учитывая эти данные, можно тригонометрически вычислить расстояние от Солнца до Земли. 1,210 Радиусы Земли. 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, в своем введении к астрономии Птолемея, аль-Фаргани дал среднее солнечное расстояние 1,170 Радиусы Земли, тогда как в его zij, аль-Баттани использовали среднее солнечное расстояние 1,108 Радиусы Земли. Последующие астрономы, такие как аль-Бируни, использовал похожие значения.[39] Позже в Европе Коперник и Тихо Браге также использовались сопоставимые цифры (1,142 и 1,150 Радиусы 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 занижена (по мнению Кеплера, по крайней мере, в три раза) в его Таблицы Рудольфина (1627). Законы движения планет Кеплера позволил астрономам вычислить относительные расстояния планет от Солнца и возродил интерес к измерению абсолютного значения для Земли (которое затем могло быть применено к другим планетам). Изобретение телескоп позволил гораздо более точные измерения углов, 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 за транзит 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]). Джеремайя Хоррокс пытался произвести оценку на основе своих наблюдений за 1639 транзит (опубликовано в 1662 г.), что дает солнечный параллакс 15″, 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 Солнца 13750 Радиусы Земли.

Кристиан Гюйгенс считал, что расстояние было еще больше: сравнивая видимые размеры Венеры и Марс, он оценил стоимость около 24000 Радиусы Земли,[34] эквивалент солнечного параллакса 8.6″. 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 (здесь так называемый "эффект черной капли ") и редкость наблюдений.

Жан Рише и Джованни Доменико Кассини измерил параллакс Марса между Париж и Cayenne в Французская Гвиана когда Марс был ближе всего к Земле в 1672 году. Они пришли к значению солнечного параллакса 9.5″, что эквивалентно расстоянию от Земли до Солнца примерно 22000 Радиусы Земли. Они также были первыми астрономами, получившими доступ к точному и надежному значению радиуса Земли, которое было измерено их коллегой. Жан Пикар в 1669 г. 3269000 туаз. Другой коллега, Оле Рёмер, открыл конечную скорость света в 1676 году: скорость была настолько велика, что обычно ее называли временем, необходимым свету, чтобы пройти от Солнца до Земли, или «световое время на единицу расстояния», соглашение, которое все еще соблюдается астрономами сегодня.

Лучший метод наблюдения прохождения Венеры был изобретен Джеймс Грегори и опубликовал в своем Optica Promata (1663). За это решительно выступали Эдмонд Галлей[43] и был применен к транзитам Венеры, наблюдавшимся в 1761 и 1769 годах, а затем снова в 1874 и 1882 годах. Проходы Венеры происходят парами, но менее одной пары каждые столетия, и наблюдение транзитов в 1761 и 1769 годах было беспрецедентным международным научным мероприятием. операция, включая наблюдения Джеймса Кука и Чарльза Грина с Таити. Несмотря на Семилетняя война 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 Жером Лаланд дать число солнечного параллакса 8.6″.

ДатаМетодА/ ГмНеопределенность
1895аберрация149.250.12
1941параллакс149.6740.016
1964радар149.59810.001
1976телеметрия149.5978700.000001
2009телеметрия149.5978707000.000000003

Другой метод заключался в определении постоянной аберрация. Саймон Ньюкомб придавал этому методу большое значение при выводе широко признанного значения 8.80″ для солнечного параллакса (близкого к современному значению 8.794143″), хотя Ньюкомб также использовал данные о транзитах Венеры. Ньюкомб также сотрудничал с А. А. Михельсон 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 астрономические константы в 1896 г.,[45] который оставался на месте для расчета эфемерид до 1964 года.[46] Название «астрономическая единица» впервые было использовано в 1903 году.[47][неудачная проверка ]

Открытие околоземный астероид 433 Эрос и его прохождение около Земли в 1900–1901 годах 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

В астрономическая единица используется в качестве базовой линии треугольника для измерения звездные параллаксы (расстояния на изображении не в масштабе)

Единичное расстояние А (значение астрономической единицы в метрах) может быть выражено через другие астрономические константы:

куда грамм это Ньютоновская гравитационная постоянная, M☉ масса Солнца, k - числовое значение гауссовой гравитационной постоянной и D это период времени в один день. Солнце постоянно теряет массу, излучая энергию,[51] поэтому орбиты планет неуклонно расширяются в сторону от Солнца. Это привело к призывам отказаться от астрономической единицы как единицы измерения.[52]

Поскольку скорость света имеет точно определенное значение в единицах СИ и гауссову гравитационную постоянную k фиксируется в астрономическая система единиц, измерение светового времени на единицу расстояния в точности эквивалентно измерению продукта граммM☉ в единицах СИ. Следовательно, возможно построение эфемерид полностью в единицах СИ, что все чаще становится нормой.

Анализ радиометрических измерений внутренней части Солнечной системы в 2004 г. показал, что светский рост на единицу расстояния было намного больше, чем может быть объяснено солнечным излучением, +15±4 метров в век.[53][54]

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

Примеры

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 (которое Миссии Аполлона на дорогу ушло около 3 дней)–
Солнечный радиус0.005–радиус солнце (695500 км, 432450 ми, в сто раз больше радиуса Земли или в десять раз больше 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 Орбита Земли от солнца (Солнечный свет путешествует 8 минут 19 секунд до достижения 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 с 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 год63241–расстояние, которое свет проходит за один Юлианский год (365,25 дней)–
Облако Оорта75000± 25000расстояние внешней границы облака Оорта от Солнца (оценка, соответствует 1,2 светового года)–
Парсек206265–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 а.е. / танг. (1 дюйм)[5][58]
Проксима Центавра268000± 126расстояние до ближайшей звезды к Солнечной системе–
Галактический Центр1700000000–расстояние от Солнца до центра Млечный Путь–
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.

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б РЕЗОЛЮЦИЯ B2 о новом определении астрономической единицы длины (PDF), Пекин, Китай: Международный астрономический союз, 31 августа 2012 г., XXVIII Генеральная ассамблея Международного астрономического союза… рекомендует… 5. использовать уникальный символ «au» для обозначения астрономической единицы.
  2. ^ «Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: инструкции для авторов». Оксфордские журналы. Получено 20 марта 2015. Единицы измерения длины / расстояния: Å, нм, мкм, мм, см, м, км, а.е., световой год, шт.
  3. ^ а б "Подготовка рукописи: Инструкции для авторов AJ и ApJ". Американское астрономическое общество. Архивировано из оригинал 21 февраля 2016 г.. Получено 29 октября 2016. Используйте стандартные сокращения для ... натуральных единиц (например, au, pc, cm).
  4. ^ РЕЗОЛЮЦИЯ B2 о новом определении астрономической единицы длины (PDF), Пекин: Международный астрономический союз, 31 августа 2012 г., XXVIII Генеральная ассамблея Международного астрономического союза рекомендует [утвердить], чтобы астрономическая единица была изменена на условную единицу длины, равную точно 149 597 870 700 метров, в соответствии со значением, принятым в Резолюции В2 МАС 2009 г.
  5. ^ а б Б. Луке; Ф. Дж. Баллестерос (2019). «Название: К солнцу и дальше». Природа Физика. 15: 1302. Дои:10.1038 / s41567-019-0685-3.
  6. ^ а б Постановление № 10 XVI Генеральная ассамблея Международного астрономического союза, Гренобль, 1976 г.
  7. ^ а б Bureau International des Poids et Mesures (2006), Международная система единиц (СИ) (PDF) (8-е изд.), Organization Intergouvernementale de la Convention du Mètre, стр. 126
  8. ^ «Инструкции для авторов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. Oxford University Press. Получено 5 ноября 2020. Единицы измерения длины / расстояния: Å, нм, мкм, мм, см, м, км, а.е., световой год, шт.
  9. ^ а б «Брошюра СИ: Международная система единиц (СИ) [8-е издание, 2006 г .; обновлено в 2014 г.]». BIPM. 2014 г.. Получено 3 января 2015.
  10. ^ "Брошюра СИ: Международная система единиц (СИ) [9-е издание, 2019 г.]" (PDF). BIPM. 2019. стр. 145. Получено 1 июля 2019.
  11. ^ «ISO 80000-3: 2019». Международная организация по стандартизации. Получено 3 июля 2020.
  12. ^ «ISO 80000-3: 2019 (ru) Величины и единицы - Часть 3: Пространство и время». Международная организация по стандартизации. Получено 3 июля 2020.
  13. ^ «Система ГОРИЗОНТ», Динамика солнечной системы, НАСА: Лаборатория реактивного движения, 4 января 2005 г., получено 16 января 2012
  14. ^ Х. Хусманн; Ф. Золь; Дж. Оберст (2009), «§ 4.2.2.1.3: Астрономические единицы», в Joachim E Trümper (ed.), Астрономия, астрофизика и космология - Том VI / 4B Солнечная система, Springer, стр. 4, ISBN  978-3-540-88054-7
  15. ^ Гарет Вильямс (1997), «Астрономическая единица» в Джеймсе Х. Ширли; Родс Уитмор Фэйрбридж (ред.), Энциклопедия планетных наук, Springer, стр. 48, ISBN  978-0-412-06951-2
  16. ^ Международное бюро мер и весов (2006), Международная система единиц (СИ) (PDF) (8-е изд.), С. 126, ISBN  92-822-2213-6, в архиве (PDF) с оригинала 14 августа 2017 г.
  17. ^ «Избранные астрономические константы» (PDF). Астрономический альманах онлайн. USNO –УХО. 2009. с. K6. Архивировано из оригинал (PDF) 26 июля 2014 г.
  18. ^ Жерар Пети; Брайан Лузум, ред. (2010), «Таблица 1.1: Числовые стандарты IERS» (PDF), Техническая записка IERS № 36: Общие определения и числовые стандарты, Международная служба вращения Земли и систем отсчета Полный документ см. Жерар Пети; Брайан Лузум, ред. (2010), Соглашения IERS (2010 г.): Техническая записка IERS No. 36, Международная служба вращения Земли и систем отсчета, ISBN  978-3-89888-989-6
  19. ^ а б c Капитан, Николь; Клионер, Сергей; Маккарти, Деннис (2012), «Совместная дискуссия МАС 7: Системы отсчета пространства-времени для будущих исследований на Генеральной ассамблее МАС - новое определение астрономической единицы длины: причины и последствия» (PDF), Совместная дискуссия МАС 7: Системы отсчета пространства-времени для будущих исследований на Генеральной ассамблее МАС, Пекин, Китай, 7: 40, Bibcode:2012IAUJD ... 7E..40C, получено 16 мая 2013
  20. ^ РГ IAU по текущим лучшим оценкам NSFA, заархивировано из оригинал 8 декабря 2009 г., получено 25 сентября 2009
  21. ^ Питьева, Е.; Стэндиш, Э. (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, Дои:10.1007 / s10569-009-9203-8, S2CID  121374703
  22. ^ «Заключительное заседание Генеральной Ассамблеи» (PDF), Estrella d'Alva, п. 1, 14 августа 2009 г., архивировано из оригинал (PDF) 6 июля 2011 г.
  23. ^ Джефф Брамфил (14 сентября 2012 г.), «Астрономическая единица фиксирована: расстояние от Земли до Солнца меняется от скользкого уравнения до единственного числа», Природа, Дои:10.1038 / природа.2012.11416, S2CID  123424704, получено 14 сентября 2012
  24. ^ Международное бюро мер и весов (2006), Международная система единиц (СИ) (PDF) (8-е изд.), Стр. 166–67, ISBN  92-822-2213-6, в архиве (PDF) с 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:1995 A&A ... 298..629H
  26. ^ Ричард Додд (2011), "§ 6.2.3: Астрономическая единица: Определение астрономической единицы, будущие версии", Использование единиц СИ в астрономии, Cambridge University Press, стр. 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: University of Chicago Press, стр. 5–9, ISBN  978-0-226-84882-2
  29. ^ Энгельс, Дональд (1985), "Длина стадиона Эратосфена", Американский филологический журнал, 106 (3): 298–311, Дои:10.2307/295030, JSTOR  295030
  30. ^ Гулбекян, Эдвард (1987), «Происхождение и ценность стадиона, используемого Эратосфеном в третьем веке до нашей эры»., Архив истории точных наук, 37 (4): 359–63, Дои:10.1007 / BF00417008 (неактивно 11 ноября 2020 г.)CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на ноябрь 2020 г. (связь)
  31. ^ Роулинз, Д. (март 2008 г.), "Слишком большая Земля и слишком маленькая Вселенная Эратосфена" (PDF), DIO, 14: 3–12, Bibcode:2008DIO .... 14 .... 3R
  32. ^ Тумер, Г.Дж. (1974), «Гиппарх на расстояниях солнца и луны», Архив истории точных наук, 14 (2): 126–42, Bibcode:1974AHES ... 14..126T, Дои:10.1007 / BF00329826, S2CID  122093782
  33. ^ Ллойд, G.E.R. (1996), Противники и авторитеты: исследования древнегреческой и китайской науки, Cambridge University Press, стр. 59–60, ISBN  978-0-521-55695-8
  34. ^ а б Гольдштейн, С. Дж. (1985). «Измерение Христианом Гюйгенсом расстояния до Солнца». Обсерватория. 105: 32. Bibcode:1985 Обс ... 105 ... 32G.
  35. ^ Гольдштейн, Бернард Р. (1967), "Арабская версия книги Птолемея" Планетарные гипотезы", Пер. Являюсь. Фил. Soc., 57 (4): 9–12, Дои:10.2307/1006040, JSTOR  1006040
  36. ^ ван Хелден, Альберт (1985), Измерение Вселенной: космические измерения от Аристарха до Галлея, Чикаго: University of Chicago Press, стр. 15–27, ISBN  978-0-226-84882-2
  37. ^ а б С. 16–19, ван Хелден, 1985 г.
  38. ^ п. 251, Альмагест Птолемея, переведенный и аннотированный Г.Дж. Тумер, Лондон: Дакворт, 1984, ISBN  0-7156-1588-2
  39. ^ pp. 29–33, van Helden 1985.
  40. ^ С. 41–53, ван Хелден, 1985 г.
  41. ^ Расширенное историческое обсуждение этого метода предоставлено Труди Э Белл, «Квест на астрономическую единицу» (PDF), Изгиб Тау Бета Пи, лето 2004 г., стр. 20, заархивировано из оригинал (PDF) 24 марта 2012 г., получено 16 января 2012
  42. ^ а б Уивер, Гарольд Ф. (март 1943 г.), «Солнечный параллакс», Астрономическое общество тихоокеанских листовок, 4 (169): 144–51, Bibcode:1943ASPL .... 4..144 Вт
  43. ^ Галлей, Э. (1716), «Новый метод определения параллакса Солнца или его расстояния от Земли», Философские труды Королевского общества, 29 (338–350): 454–64, Дои:10.1098 / рстл.1714.0056, S2CID  186214749, заархивировано из оригинал 19 ноября 2009 г.
  44. ^ Погге, Ричард (май 2004 г.), Как далеко до Солнца? Проходы Венеры 1761 и 1769 годов, Государственный университет Огайо, получено 15 ноября 2009
  45. ^ Международная конференция étoiles fondamentales, Париж, 18–21 мая 1896 г.
  46. ^ Постановление № 4 XII Генеральная ассамблея Международного астрономического союза, Гамбург, 1964 г.
  47. ^ «астрономическая единица», Онлайн-словарь Мерриам-Вебстера
  48. ^ Хинкс, Артур Р. (1909), «Документы о солнечном параллаксе № 7: Общее решение, полученное на основе фотографических прямых восхождений Эроса при оппозиции 1900 года», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 69 (7): 544–67, Bibcode:1909МНРАС..69..544Х, Дои:10.1093 / минрас / 69.7.544
  49. ^ Спенсер Джонс, Х. (1941), «Солнечный параллакс и масса Луны по результатам наблюдений 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:1964Сва ..... 7..737М
  51. ^ Нёрдлингер, 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. ^ "Может потребоваться переопределение 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 его интерпретация», Небесная механика и динамическая астрономия, 90 (3–4): 267–88, Bibcode:2004CeMDA..90..267K, Дои: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, Дои:10,1017 / с1743921309990378, 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, Дои: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, Дои:10.1086/304912.
  57. ^ а б Самые далекие космические зонды.
  58. ^ http://www.iau.org, Измерение Вселенной - МАС и астрономические единицы

дальнейшее чтение

внешняя ссылка