천문 단위

Astronomical unit
이 기사는 길이의 단위에 관한 것이다.상수에 대해서는 천문 상수를 참조하십시오.천문학의 단위는 천문학적 단위계를 참조하십시오.
천문 단위
Astronomical unit.png
회색 선은 지구-태양 거리를 나타내며, 평균적으로 약 1 천문단위입니다.
일반 정보
단위계천문 단위계
(SI와 함께 사용하기 위해 승인됨)
단위길이
기호.AU, AU 또는 AU
변환
1AU, AU, AU 중......와 같다
미터법(SI) 단위 1.495978707×1011 m
영국 및 미국 단위 9.2956×107 mi
천문 단위 4.8481×10−6 pc
1.5813×10−5 ly

천문 단위(기호: au,[1][2][3] 또는 AU 또는 AU)는 지구에서 태양까지의 대략적인 거리로 1억 5천만 킬로미터(9천 3백만 마일) 또는 8.3 광분에 해당합니다.지구에서 태양까지의 실제 거리는 지구가 태양을 공전할 때 최대(원일점)에서 최소(원일점)까지 매년 한 번씩 약 3%씩 변합니다.천문 단위는 원래 지구의 원일점과 근일점의 평균으로 생각되었지만, 2012년부터 정확히 149597870700m로 정의되었습니다(몇 가지 [4]변환은 아래 참조).

천문 단위는 주로 태양계 내부 또는 다른 별 주변의 거리를 측정하는 데 사용됩니다.그것은 또한 천문학적 길이의 또 다른 단위인 파섹의 [5]정의에 있어 기본적인 구성요소이다.

기호 사용 이력

천문단위에는 다양한 단위 기호와 약어가 사용되어 왔다.1976년 국제천문연맹(IAU)은 천문학 단위와 [6]같은 길이를 나타내기 위해 기호 A를 사용했다.천문학 문헌에서 AU 기호는 흔했고 지금도 흔했다.2006년 국제측량국(BIPM)은 [7]ua를 이 단위에 대한 기호로 추천했다.ISO 80000-3:2006의 비표준 부속서 C(현재 철회)에서 천문단위의 기호는 "ua"였다.

2012년 IAU는 "현재 천문단위에 다양한 기호가 사용되고 있다"며 "au"[1] 기호의 사용을 권고했다.이후 미국천문학회와 왕립천문학회가 발간하는 과학저널에 이 [3][8]기호가 채택됐다.2014년 개정판 및 2019년판 SI 브로셔에서 BIPM은 단위 기호 "au"[9][10]를 사용했습니다.ISO 80000-3:2006을 대체하는 ISO 80000-3:2019는 천문 [11][12]단위를 언급하지 않는다.

단위 정의 개발

다음 항목도 참조하십시오.지구 궤도

태양 주위를 도는 지구의 궤도는 타원형이다.이 타원 궤도의 반장축은 근일점과 원일점을 연결하는 직선 세그먼트의 절반으로 정의됩니다.태양의 중심은 이 직선 세그먼트에 있지만, 중심점은 아닙니다.타원은 잘 알려진 모양이기 때문에 극단의 점을 측정하는 것은 수학적으로 정확한 모양을 정의했고, 전체 궤도에 대한 계산과 관찰에 근거한 예측을 가능하게 했다.게다가, 그것은 근처 별에서 가장 큰 시차를 관측하기 위한 시간과 장소를 정의하면서, 1년 동안 지구가 횡단하는 가장 큰 직선 거리를 정확히 계획했다.지구의 이동과 별의 이동을 알면 별의 거리를 계산할 수 있었다.그러나 모든 측정에는 어느 정도의 오차나 불확실성이 있으며, 천문단위 길이의 불확실성으로 인해 항성 거리의 불확실성만 증가할 뿐입니다.정밀도의 향상은 항상 천문학적 이해를 증진시키는 열쇠였다.20세기 내내, 측정은 점점 더 정확하고 정교해졌고, 아인슈타인의 상대성 이론과 그것이 사용한 수학적 도구에 의해 묘사된 효과의 정확한 관찰에 더욱 더 의존하게 되었다.

측정의 개선은 우주에서 물체의 움직임을 지배하는 천체역학의 법칙에 대한 이해를 향상시킴으로써 지속적으로 확인되고 교차 확인되었습니다.정해진 시간에 예상되는 객체의 위치와 거리는 이러한 법칙으로부터 (au 단위로) 계산되어 에페메리스라고 불리는 데이터 집합으로 통합됩니다.NASA의 제트 추진 연구소 HIRISONS 시스템은 몇 가지 사용 후 [13]계산 서비스 중 하나를 제공합니다.

1976년 IAU는 천문학 단위에 대한 정확한 측정을 확립하기 위해 공식적으로 새로운 정의를 채택했다.당시 최고의 관측 측정을 직접 기반으로 했지만, 그 정의는 천체 역학과 행성 사용 후천체로부터 그 당시 최고의 수학적 파생이라는 관점에서 재구성되었다."길이의 천문학적 단위는 길이, 질량, 시간의 [6][14][15]천문 단위일 때 가우스 중력 상수 k가 0.017209895를 취하는 길이(A)"라고 명시되어 있다.마찬가지로, 이 정의에 따르면, 1au는 "하루에 0.017209895 라디안의 각 주파수로 움직이는 미미한 질량을 가진 입자의 태양에 대한 교란되지 않은 원형 뉴턴 궤도의 반지름"[16] 또는 태양중심 중력 상수(곱 G)의 길이이다.M☉)는 (0.017209895)2 au3/d와2 같습니다(태양계 내 물체의 위치를 나타내는 데 사용되는 길이).

이후 우주 탐사선에 의한 태양계 탐사는 레이더와 원격 측정을 통해 내행성 및 다른 물체의 상대적인 위치를 정확하게 측정할 수 있게 했다.모든 레이더 측정과 마찬가지로 광자가 물체에서 반사되는 데 걸리는 시간을 측정해야 한다.모든 광자는 우주의 기본 상수인 진공에서 빛의 속도로 움직이기 때문에 탐사선으로부터의 물체 거리는 빛의 속도와 측정된 시간의 곱으로 계산된다.그러나 정밀도를 위해 광자가 통과하는 동안 프로브 및 물체의 움직임과 같은 것에 대한 조정이 필요합니다.또한 시간 측정 자체는 상대론적 시간 연장을 설명하는 표준 척도로 변환되어야 한다.중심 동적 시간(TDB)으로 표현된 시간 측정값과 후천성 위치를 비교하면 하루당 천문 단위(86400초)의 광속 값이 나옵니다.2009년까지 IAU는 개선을 반영하기 위해 표준 측정치를 업데이트했으며, 광속은 173.1446326847(69) au/d(TDB)[17]로 계산했다.

1983년 CIPM은 국제단위계(SI)를 수정하여 진공상태에서 빛이 이동한 거리로 정의된 미터를 1/299792458초로 만들었습니다.이것은 1960년과 1983년 사이에 유효했던 이전의 정의를 대체했다. 즉, 미터가 크립톤-86의 특정 방출선의 특정 파장 수와 동일하다는 것이다. (빛의 속도를 측정하는 개선된 방법이 변화의 이유였다.)빛의 속도는 정확히 c = 299792458 m/s로0 표현될 수 있으며, 이는 IERS 수치 [18]표준에서도 채택된 표준이다.이 정의와 2009년 IAU 표준에서 빛이 천문 단위를 통과하는 시간은A = 499.0047838061±0.00000001초이며, 이는 8분 19초를 약간 넘는 것이다.곱셈에 의해, 최선의 IAU 2009 추정치는 Jet Propulsion Laboratory와 IAA의 비교에 기초해 A = c4400A = 149597870700±3m였다.[19]RAS [20][21][22]에페머라이드

2006년 BIPM은 이 천문단위의 값을 1.49597870691(6)×[7]10m로11 보고했다.2014년 SI 브로셔 개정판에서 BIPM은 IAU의 2012년 천문단위 정의를 149597870700m로 [9]인정했다.

이 추정치는 여전히 오차의 영향을 받는 관측과 측정에서 도출되었으며, 아직 모든 상대론적 효과를 표준화하지 않은 기술에 기초하고 있기 때문에 모든 관측자에 대해 일정하지는 않았다.2012년, IAU는 상대성 이론의 등화만으로도 정의가 지나치게 복잡해진다는 것을 발견하고 2009년 추정치를 사용하여 미터(정확히 149597870700m)[19][23]에 직접 연결된 일반적인 길이 단위로 천문 단위를 재정의했다.새로운 정의는 또한 천문학 단위가 현재 일부 [19]응용 분야에서 편리함의 사용으로 제한되고 덜 중요한 역할을 수행하게 된 결과로 인식된다.

1 천문 단위 = 149597870700m(정의 기준)
= 149597870.700km(수직)
§ 92955807.273마일
4 499.00478384 광초
§ 8.316463973 광분
1 1.58125074098−5×10광년
§ 4.8481368111−6×10 파섹

이 정의에 따라 정확히 299792458 m/s로 정의된 빛의 속도는 정확히 299792458 × 86400 14 149597870700 또는 약 173.144632674240 au/d로, 2009년 추정치보다 60ppt/s 적다.

사용방법 및 중요도

2012년 이전에 사용된 정의에 따르면, 천문 단위는 중력 상수 G와 태양 질량의 산물인 태양 중심 중력 상수에 의존했다.MG도 아니고 G도 아니다☉.M☉ 별도로 높은 정확도로 측정할 수 있지만, 그 생성물의 값은 행성의 상대적인 위치를 관찰함으로써 매우 정확하게 알 수 있다(뉴턴 중력으로 표현되는 케플러의 제3법칙).단위에 대한 행성 위치를 계산하는 데 필요한 것은 제품뿐이므로 단위는 SI단위가 아니라 천문단위로 계산됩니다.

에페메리드의 계산은 또한 일반 상대성 이론의 효과에 대한 고려를 필요로 한다.특히 지구 표면에서 측정된 시간 간격(지구 시간, TT)은 행성의 움직임과 비교할 때 일정하지 않다. 즉, 지구의 두 번째 시간 간격(TT)은 "행성 두 번째 시간"(일반적으로 TDB로 측정됨)과 비교할 때 1월 근처는 더 길고 7월 근처는 더 짧은 것으로 보인다.이는 지구와 태양 사이의 거리가 일정하지 않고(0.9832898912와 1.0167103335au 사이) 지구가 태양에 가까울 때(근일점) 태양의 중력장이 더 강해지고 지구가 궤도 경로를 따라 더 빠르게 움직이기 때문입니다.미터는 초 단위로 정의되며 빛의 속도는 모든 관측자에 대해 일정하기 때문에 지상 미터는 주기적으로 "행성 미터"에 비해 길이가 변화하는 것으로 보인다.

미터는 적절한 길이의 단위로 정의되지만 SI 정의는 미터법 텐서를 결정하는 데 사용할 메트릭 텐서를 명시하지 않는다.실제로, 국제 가중치 및 측정 위원회(CIPM)는 "중력장의 불균일성의 영향을 무시할 수 있을 정도로 충분히 작은 공간 범위 내에서만 그 정의가 적용된다"[24]고 지적한다.따라서 미터는 태양계 내 거리를 측정할 목적으로 정의되지 않는다.때문에 기준의 시간이 측정될 프레임을 지정하지 않았어 천문 단위의 1976년 정의지만, ephemerides의 계산:일반 상대성 이론과" 활발한 토론"ensued[26]proposed,[25]다 2012년 8월 때 국제 천문 연맹을 채택할 때까지 일치하고 있는 충분한 정의 위하여 현실적인 증명해 불완전했다.교육은1 천문 단위 = 149597870700m의 현재 정의.

천문학 단위는 일반적으로 원시성 원반의 크기나 소행성의 태양 중심 거리 같은 항성계 스케일 거리에 사용되는 반면, 다른 단위는 천문학에서 다른 거리에 사용됩니다.이 천문 단위는 파섹과 광년이 널리 사용되는 성간 거리에 사용하기에는 너무 작다.파섹(parsec, 시차 아크세컨드)은 천문 단위로 정의되며 시차가 1µ인 물체의 거리입니다.광년은 인기 있는 작품에서 자주 사용되지만 SI가 아닌 것으로 승인된 단위는 아니며 전문 천문학자에 의해 [27]거의 사용되지 않습니다.

태양계의 수치 모델을 시뮬레이션할 때, 천문 단위는 부동소수점 계산에서 (과류, 언더플로 및 절단) 오류를 최소화하는 적절한 척도를 제공한다.

역사

아리스타르코스가 쓴 '태양과 달의 크기와 거리에 대하여'라는 책은 태양까지의 거리가 달까지의 거리의 18배에서 20배인 반면, 실제 비율은 389.174라고 말한다.후자의 추정치는 그가 87°로 추정했던 반달과 태양 사이의 각도에 기초했다(진정한 값은 89.853°에 가깝다).반 헬든이 아리스타르코스가 달까지의 거리에 사용했다고 가정한 거리에 따라, 그가 계산한 태양까지의 거리는 지구 [28]반지름 380에서 1520 사이일 것이다.

에라토스테네스는 프라파라티오 에반젤리카(Praeparatio Evangelica, 제15권, 제53장)에 나오는 카이사레아의 에우세비오스에 따르면 태양까지의 거리는 "αααα μαα μα μα μα α α δα δα δα μα δα δα δα δα δα μ δα μ δ δ δ δ δ δ δ δ δ μ δ δ δ δ δ α δ δ δ δ δe hand와 400 및 80000은 모두 영어와는 달리 세 단어 모두(또는 한 단어가 stadia를 포함한다면 네 개 모두) 굴절된다.이것은 [de] 4080000 stadia(1903년 에드윈 해밀턴 기포드 옮김) 또는 8040000 stadia(1974-1991년판)로 번역되었다.그리스 스타디움 185~[29][30]190m를 이용하면 전자의 환산 거리는 754800km~775200km로 너무 낮지만 두 번째 환산 거리는 14870만~1억5280만km(정확률 2% [31]이내)다.히파르코스는 또한 파푸스가 인용한 지구 반지름 490과 같은 태양으로부터의 거리를 추정했다.노엘 스워들로우와 G. J. 투머의 추측적 재구성에 따르면, 이것은 그가 "가장 지각력이 낮은" 태양 시차를 [32]7도라고 가정한 것에서 비롯되었다.

중국의 수학 논문인 저우비 쑤안징(기원전 1세기)은 1000리 떨어진 세 곳에서 관측된 정오 그림자의 다른 길이와 지구가 [33]평평하다는 가정을 사용하여 태양까지의 거리를 기하학적으로 계산하는 방법을 보여준다.

태양까지의 거리
에 의해 추정된.		 추정 au로
태양의
시차 		지구
반지름
아리스타르코스 (기원전 3세기)
(온사이즈) 		13 인치 24 인치– 7 인치12 인치 256.5~477.8 0.011 ~ 0.020
아르키메데스 (기원전 3세기)
(모래계산기에서) 		21인치 10000 0.426
히파르코스 (기원전 2세기) 7인치 490 0.021
포시도니우스 (기원전 1세기)
(동년 Cleomedes 인용) 		21인치 10000 0.426
프톨레마이오스 (2세기) 2′ 50″ 1,210 0.052
고데프로이 웬델린 (1635) 15인치 14000 0.597
제레미아 호록스 (1639) 15인치 14000 0.597
크리스티안 호이겐스 (1659) 8.2인치 25086[34] 1.068
카시니 & 리치 (1672년) 9.5파운드 21700 0.925
플램스티드 (1672) 9.5파운드 21700 0.925
제롬 랄랑드 (1771) 8.6파운드 24000 1.023
사이먼 뉴컴 (1895) 8.80파운드 23440 0.9994
아서 힌크스 (1909) 8.807파운드 23420 0.9985
H. 스펜서 존스 (1941) 8.790파운드 23466 1.0005
현대 천문학 8.794143파운드 23455 1.0000

서기 2세기에 프톨레마이오스는 태양의 평균 거리를 지구 [35][36]반지름의 1,210배로 추정했다.이 값을 결정하기 위해, 프톨레마이오스는 달의 시차를 측정하여, 너무 큰 1° 26º의 수평 시차에 해당하는 것을 알아내는 것으로 시작했다.그리고 나서 그는 달의 최대 거리를 도출했다.64+1/6 지구 반지름그의 시차 수치, 달 궤도에 대한 이론, 그리고 다른 요소들의 오류를 상쇄하기 때문에, 이 수치는 거의 [37][38]정확했다.그리고 그는 태양과 달의 겉보기 크기를 측정하여 태양의 겉보기 지름이 달의 가장 먼 거리에 있는 달의 겉보기 지름과 같다는 결론을 내렸고, 월식 기록을 통해, 그는 이 겉보기 지름과 달이 가로지르는 지구의 그림자 원뿔의 겉보기 직경을 추정했다.월식을 보는 것.이러한 데이터를 고려할 때, 지구에서 태양까지의 거리는 삼각법으로 1,210 지구 반지름으로 계산될 수 있습니다.이것은 태양과 달의 거리 비율을 아리스타르코스의 수치와 일치하는 약 19로 제시합니다.프톨레마이오스의 절차는 이론적으로 실행 가능하지만, 데이터의 작은 변화에 매우 민감하기 때문에 측정을 몇 퍼센트 변경하는 것은 태양 거리를 [37]무한대로 만들 수 있다.

그리스 천문학이 중세 이슬람 세계에 전파된 후, 천문학자들은 프톨레마이오스의 우주론 모델에 약간의 변화를 주었지만, 지구와 태양의 거리에 대한 그의 추정치를 크게 바꾸지는 않았다.예를 들어, 프톨레마이오스 천문학에 대한 그의 소개에서, 알-파르한은 지구 반지름 1,170의 평균 태양 거리를 제공한 반면, 알-바탄은 지구 반지름 1,108의 평균 태양 거리를 사용했습니다.알-브룬과 같은 후속 천문학자들은 비슷한 [39]값을 사용했다.나중에 유럽에서, 코페르니쿠스와 티코 브라헤는 또한 비슷한 수치를 사용했고, 그래서 프톨레마이오스의 대략적인 지구-태양 거리는 16세기까지 [40]살아남았다.

요하네스 케플러는 그의 루돌프 표 (1627년)에서 프톨레마이오스의 추정치가 상당히 낮아야 한다는 것을 처음으로 깨달았다.케플러의 행성 운동 법칙은 천문학자들이 태양으로부터 행성의 상대적인 거리를 계산하도록 했고, 지구의 절대값을 측정하는 것에 다시 관심을 불러일으켰다.망원경의 발명은 육안으로 가능한 것보다 훨씬 더 정확한 각도 측정을 가능하게 했다.플랑드르의 천문학자 고데프로이 웬델린은 1635년에 아리스타르코스의 측정을 반복했고, 프톨레마이오스의 값이 최소 11배까지 너무 낮다는 것을 발견했다.

금성의 [41]통과를 관찰함으로써 다소 더 정확한 추정을 얻을 수 있다.서로 다른 두 곳의 통과를 측정하면 금성과 지구와 금성의 상대적인 거리인 태양 시차α(태양의[42] 밝기 때문에 직접 측정할 수 없음)로부터 정확하게 계산할 수 있다.제레미아 호록스는 1639년 (1662년에 출판된) 트랜짓에 대한 그의 관찰을 바탕으로 추정치를 작성하려고 시도했고, 웬델린의 수치와 비슷한 15º의 태양 시차를 주었다.태양 시차는 다음과 같이 지구 반지름으로 측정된 지구-태양 거리와 관련이 있습니다.

태양 시차가 작을수록 태양과 지구 사이의 거리가 커집니다. 태양 시차가 15º이면 지구 반지름 13750에 해당합니다.

Christiaan Huygens는 금성과 화성의 겉보기 크기를 비교함으로써 태양 시차 8.6인치와 같은 약 24,[34]000개의 지구 반지름을 추정했다.비록 Huygens의 추정치가 현대 가치에 매우 가깝지만, 천문학 역사학자들은 종종 그가 그의 방법이 작동하기 위해 입증되지 않은 많은 가정들 때문에 종종 그것을 경시한다; 그의 가치의 정확성은 좋은 측정보다는 운에 바탕을 둔 것으로 보이며, 그의 다양한 오류들이 서로를 상쇄시킨다.

금성의 태양면 통과는 오랜 시간 동안 천문단위를 측정하는 가장 좋은 방법이었다(여기에서는 "블랙드롭 효과"라고 부른다).

장 리셔와 지오바니 도메니코 카시니는 화성이 1672년 지구에 가장 가까웠을 때 프랑스령 기아나의 파리와 카이엔 사이의 화성의 시차를 측정했다.그들은 지구 반지름 약 22,000개의 지구-태양 거리에 해당하는 9.5µ의 태양 시차 수치에 도달했다.그들은 또한 1669년 동료 장 피카르가 3269000개의 장난감으로 측정했던 지구의 반지름에 대한 정확하고 신뢰할 수 있는 값에 접근한 최초의 천문학자들이었다.같은 해 존 플램스티드가 화성 일주일의 [43]시차를 측정하여 단독으로 이 천문단위에 대한 또 다른 추정을 했다.또 다른 동료인 올레 뢰머는 1676년에 빛의 속도가 유한하다는 것을 발견했다. 속도가 너무 빨라서 보통 태양에서 지구로 빛이 이동하는 데 걸리는 시간, 즉 "단위 거리당 광시간"으로 알려져 있는데, 이는 오늘날에도 여전히 천문학자들이 따르고 있다.

금성 일면 통과를 관찰하는 더 나은 방법은 제임스 그레고리(James Gregory)에 의해 고안되었고 그의 옵티카 프로마타(1663)에 발표되었다.그것은 에드먼드[44] 핼리에 의해 강하게 주장되었고 1761년과 1769년에 관측된 금성 일면통과에 적용되었고, 1874년과 1882년에 다시 적용되었다.금성의 일면통과 현상은 쌍으로 일어나지만, 매 세기에 한 쌍도 되지 않으며, 1761년과 1769년의 일면통과 관찰은 타히티의 제임스 쿡과 찰스 그린의 관찰을 포함한 전례 없는 국제적인 과학 작업이었다.7년 전쟁에도 불구하고, 수십 명의 천문학자들이 엄청난 비용과 개인적인 위험을 감수하고 세계 각지의 지점을 관측하기 위해 파견되었다. 그들 중 몇 명은 [45]그 과정에서 사망했다.다양한 결과는 제롬 랄랑데에 의해 수집되어 태양 시차의 수치는 8.6도였다.[46] 칼 루돌프 포워키는 1864년에 8.83도라고 추정했다.

날짜. 방법 A/Gm 불확실성
1895 이상 149.25 0.12
1941 시차 149.674 0.016
1964 레이더 149.5981 0.001
1976 원격 측정 149.597870 0.000001
2009 원격 측정 149.597870700 0.000000003

또 다른 방법은 수차의 상수를 결정하는 것이었다.사이먼 뉴콤브는 태양 시차 8.80º(현대 값 8.794143º에 근접)를 구할 때 이 방법에 큰 비중을 두었지만, 뉴콤브는 금성 일면통과 데이터도 사용했다.뉴콤브는 또한 지구 기반 장비로 빛의 속도를 측정하기 위해 A. A. Michelson과 협력하여 (단위 거리당 광시간과 관련이 있는) 수차의 상수와 결합함으로써 최초로 지구-태양 거리를 킬로미터 단위로 직접 측정하게 되었다.태양 시차에 대한 뉴콤의 값은 1896년 [47]최초의 천문 상수 국제 체계에 통합되었고,[48] 이는 1964년까지 에페메라이드를 계산하기 위해 유지되었다."[49][failed verification]천문학 단위"라는 이름은 1903년에 처음 사용된 것으로 보입니다.

1900-1901년 지구근접 소행성 433 Eros와 지구근접 소행성의 발견으로 시차 [50]측정이 크게 향상되었다.433 Eros의 시차를 측정하는 또 다른 국제 프로젝트는 1930-1931년에 [42][51]착수되었다.

1960년대 초에 금성과 화성까지의 거리를 직접 레이더로 측정할 수 있게 되었다.빛의 속도에 대한 개선된 측정과 함께, 이것들은 태양 시차와 수차의 상수에 대한 뉴콤의 값이 [52]서로 일치하지 않는다는 것을 보여주었다.

개발

천문단위는 별의 시차를 측정하기 위한 삼각형의 기준선으로 사용된다(이미지에서의 거리는 측정할 수 없다).

단위 거리 A(미터 단위의 천문 단위 값)는 다른 천문 상수로 나타낼 수 있다.

여기서 G는 뉴턴 중력 상수입니다.M☉ 태양 질량, k는 가우스 중력 상수의 수치, D는 하루의 [1]주기입니다.태양은 에너지를 [53]방출함으로써 질량을 지속적으로 잃고 있기 때문에 행성의 궤도는 태양에서 바깥쪽으로 꾸준히 확장되고 있습니다.이것은 측정 [54]단위로서의 천문 단위를 포기하라는 요구로 이어졌다.

빛의 속도는 SI 단위로 정확하게 정의되어 있고 가우스 중력 상수 k는 천문학적 단위계에 고정되어 있기 때문에 단위 거리당 광시간을 측정하는 것은 곱 G×와 정확히 같다.M☉ SI 단위로 표시됩니다.따라서, 점차 표준이 되고 있는 SI 단위로 ephemeride를 완전히 구성할 수 있습니다.

2004년 내부 태양계의 방사선 측정치 분석에 따르면 단위 거리의 장기적 증가는 [55][56]태양 복사에 의해 설명될 수 있는 세기당 +15±4m보다 훨씬 컸다.

천문단위의 시간적 변동에 대한 측정치는 다른 저자들에 의해 확인되지 않았으며 상당히 논란이 되고 있다.게다가, 2010년 이후, 천문 단위는 행성 후천체에 [57]의해 추정되지 않았다.

예

다음 표는 천문학 단위로 주어진 거리를 포함하고 있습니다.여기에는 거리가 너무 짧거나 너무 길기 때문에 일반적으로 천문학 단위로 주어지지 않는 몇 가지 예가 포함되어 있습니다.일반적으로 거리는 시간에 따라 변합니다.예를 들어 거리를 늘리면 표시됩니다.

물건 길이 또는 거리(au) 범위 코멘트 및 참조 포인트 참조
광초 0.0019 – 빛이 1초에 이동하는 거리 –
달 거리 0.0026 – 지구로부터의 평균 거리(아폴로 임무가 이동하는 데 약 3일이 소요됨) –
태양 반지름 0.005 – 태양의 반지름(695500km, 432450mi, 지구의 100배 또는 목성의 10배) –
광분 0.12 – 빛이 1분 동안 이동하는 거리 –
수성. 0.39 – 태양으로부터의 평균 거리 –
금성 0.72 – 태양으로부터의 평균 거리 –
지구 1.00 – 태양으로부터 지구 궤도의 평균 거리(태양은 지구에 도달하기 전에 8분 19초 동안 이동) –
화성 1.52 – 태양으로부터의 평균 거리 –
목성 5.2 – 태양으로부터의 평균 거리 –
라이트 아워 7.2 – 빛이 한 시간 동안 이동하는 거리 –
토성 9.5 – 태양으로부터의 평균 거리 –
천왕성 19.2 – 태양으로부터의 평균 거리 –
카이퍼 벨트 30개 – 안쪽 가장자리는 약 30AU에서 시작합니다. [58]
해왕성 30.1 – 태양으로부터의 평균 거리 –
에리스 67.8 – 태양으로부터의 평균 거리 –
보이저 2호 130 – 2022년 4월 태양으로부터의 거리 [59]
보이저 1호 156 – 2022년 4월 태양으로부터의 거리 [59]
라이트 데이 173 – 빛이 하루에 이동하는 거리 –
광년 63241 – 빛이 1년 동안 이동하는 거리(365.25일) –
오르트 구름 75000 ± 25000 태양으로부터의 오르트 구름의 외부 한계 거리(추정, 1.2광년에 상당) –
파섹 206265 – 1파섹파섹은 천문 단위로 정의되며, 태양계의 범위를 벗어나는 거리를 측정하는 데 사용되며 약 3.26광년입니다: 1 pc = 1 au/tan(1µ) [5][60]
센타우루스자리 프록시마 268000 ± 126 태양계에서 가장 가까운 별까지의 거리 –
은하 중심 170000000000 – 태양에서 은하수 중심까지의 거리 –
주의: 이 표의 수치는 일반적으로 반올림된 추정치이며 종종 대략적인 추정치이며 다른 출처와 상당히 다를 수 있습니다.표에는 비교를 위한 다른 길이 단위도 포함되어 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

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추가 정보

외부 링크