天文单位

天文单位(非盟或AU),有效长度单位等于平均,或者是说,之间的距离地球和太阳,定义为149597870 .7公里(92955807英里)。或者,它可以被视为半长axis-i.e的长度。的长度,最大直径为地球的一半椭圆轨道围绕太阳。天文单位提供了一个方便的方式来表达和相关距离太阳系中的对象和执行各种天文计算。例如,说明地球木星5.2非盟从太阳和地球的距离(5.2)冥王星近40盟给准备好了的比较三个身体的距离。

原则上,最简单的方法来确定天文单位的价值将是地球到太阳距离的测量直接通过视差方法。在这种方法中,两个观察员驻扎在很长一段的结束,准确已知baseline-ideally、基线只要地球diameter-would同时记录太阳的位置在本质上不动的背景下的遥远星星。比较观察将显示一个明显的转变,或角(视差)位移太阳,对遥远的星星。一个简单的三角关系将这个角值和基线长度就可以用来找到地球到太阳距离的。然而在实践中,该方法不能被应用,因为太阳的强烈眩光屁股把所需的背景恒星视差测量。

17世纪的天文学家们理解的几何形状太阳系和行星的运动足以建立一个物体在轨道上绕太阳的比例模型,模型是独立于特定的规模。建立所有轨道的规模和确定天文单位,所需要的是一个精确测量给定的任意两个对象之间的距离。1672年,出生于意大利法国天文学家吉安多梅尼科卡西尼做了一个相当接近的估计天文单位基于地球的视差位移的决心火星——因此它到地球的距离。后来努力使用广泛分布的观测金星凌日在太阳的磁盘之间的距离来衡量金星和地球。

在1932年确定的视差位移小行星厄洛斯因为它靠近地球产生了是当时一个非常精确的天文单位的价值。天文学家然后进一步完善自己的知识维度的太阳系和天文单位的值的组合雷达不等的汞、金星和火星;激光不等的月亮(利用光留在月球表面的反射镜阿波罗宇航员);和时间的信号从飞船返回轨道或接近太阳系中传递的对象。

1976年,国际天文联合会(IAU)定义了天文单位的距离太阳无质量粒子在一个圆形轨道的一个时期一年。这个定义只依靠牛顿太阳系的模型。然而,这样的一个定义证明很难实现在广义相对论天文单位的,不同的值取决于观察者的获得的参照系。通过开普勒行星运动三定律,1976年也依赖于太阳质量的定义,这始终是减少因为太阳照耀通过将质量转化为能量。提高精度测量太阳的质量意味着天文单位最终会成为一个时变单位。因为这些问题,因为距离太阳系中是已知的如此准确,天文单位不再是需要提供一个相对规模,2012年国际天文学联合会固定的天文单位达到149597870公里。