Eine astronomische Einheit (abgekürzt als AU, au, a.u. oder ua) ist eine Einheit der Länge, die ungefähr oder ungefähr die Mittelerdsonne-Entfernung gleich ist.

Das Symbol ua wird vom Internationalen Büro von Gewichten und Maßnahmen und dem internationalen normalen ISO 80000 empfohlen, während au von der Internationalen Astronomischen Vereinigung empfohlen wird, und in Ländern von Anglosphere üblicher ist. Im Allgemeinen werden Großbuchstaben nur für die Symbole von Einheiten verwendet, die nach individuellen Wissenschaftlern genannt werden, während au oder a.u. auch Atomeinheit oder sogar willkürliche Einheit bedeuten können; jedoch ist der Gebrauch von AU, um sich auf die astronomische Einheit zu beziehen, weit verbreitet. Die astronomische Konstante, deren Wert eine astronomische Einheit ist, wird Einheitsentfernung und gegeben das Symbol A genannt.

Definition

Der AU wurde als die Länge der Halbhauptachse der elliptischen Bahn der Erde um die Sonne ursprünglich definiert. 1976 hat die Internationale Astronomische Vereinigung die Definition des AU für die größere Präzision revidiert, es als diese Länge definierend, für die Gaussian Gravitationskonstante (k) den Wert nimmt, wenn die Einheiten des Maßes die astronomischen Einheiten der Länge, Masse und Zeit sind. Eine gleichwertige Definition ist der Radius einer nicht beunruhigten kreisförmigen Newtonischen Bahn über die Sonne einer Partikel, die unendlich kleine Masse hat, sich mit einer winkeligen Frequenz von radians pro Tag bewegend; oder diese solche Länge, dass, wenn verwendet, die Positionen der Gegenstände im Sonnensystem zu beschreiben, die heliocentric Gravitationskonstante (das Produkt GM) AU/d gleich ist. Der Wert der Astronomischen Einheit muss experimentell erhalten werden und ist genau so nicht bekannt.

In den IERS numerischen Standards wird die Geschwindigkeit des Lichtes als in Übereinstimmung mit den SI-Einheiten definiert. Wie man findet, läuft die Zeit, um einen AU zu überqueren, auf die astronomische Einheit auf Meter hinaus, weil Es der Mittelerdsonne-Entfernung ungefähr gleich ist.

Moderne Entschlüsse

Genaue Maße der Verhältnispositionen der inneren Planeten können durch den Radar und durch die Telemetrie von Raumsonden gemacht werden. Als mit allen Radarmaßen verlassen sich diese auf das Messen der von einem Gegenstand genommenen für Fotonen zu widerspiegelnd Zeit. Diese gemessenen Positionen sind dann im Vergleich zu denjenigen, die durch die Gesetze der himmlischen Mechanik berechnet sind: Ein Zusammenbau von berechneten Positionen wird häufig eine Ephemeride genannt, in der Entfernungen in astronomischen Einheiten allgemein berechnet werden. Eine von mehreren Ephemeride-Berechnungsdienstleistungen wird vom Strahlantrieb-Laboratorium zur Verfügung gestellt.

Der Vergleich der Ephemeride mit den gemessenen Positionen führt zu einem Wert für die Geschwindigkeit des Lichtes in astronomischen Einheiten, das AU/d (TDB) ist. Als die Geschwindigkeit des Lichtes in Metern pro Sekunde wird (c) im Internationalen System von Einheiten befestigt, dieses Maß der Geschwindigkeit des Lichtes in AU/d (c) bestimmt auch den Wert der astronomischen Einheit in Metern (A):

Der beste Strom (2009) Schätzung von International Astronomical Union (IAU) für den Wert der astronomischen Einheit in Metern ist = M, gestützt auf einem Vergleich von JPL und IAA-RAS ephemerides.

Gebrauch

Definitionsgemäß ist die astronomische Einheit von der heliocentric Gravitationskonstante abhängig, die das Produkt des unveränderlichen GravitationsG ist und die SonnenmassenM Weder G noch M zur hohen Genauigkeit in SI-Einheiten gemessen werden kann, aber der Wert ihres Produktes ist sehr genau davon bekannt, die Verhältnispositionen von Planeten (das Dritte Gesetz von Kepler zu beobachten, das in Bezug auf die Newtonische Schwerkraft ausgedrückt ist). Nur das Produkt ist erforderlich, planetarische Positionen für eine Ephemeride zu berechnen, die erklärt, warum ephemerides in astronomischen Einheiten und nicht in SI-Einheiten berechnet werden.

Die Berechnung von ephemerides verlangt auch eine Rücksicht der Effekten der allgemeinen Relativität. Insbesondere Zeitabstände, die auf der Oberfläche der Erde (Landzeit, TT) gemessen sind, sind wenn im Vergleich zu den Bewegungen der Planeten nicht unveränderlich: Die Landsekunde (TT) scheint, im Nordhemisphäre-Winter und kürzer im Nordhemisphäre-Sommer wenn im Vergleich zur "planetarischen Sekunde" (herkömmlich gemessen in der barycentric dynamischen Zeit, TDB) länger zu sein. Das ist, weil die Entfernung zwischen der Erde und der Sonne nicht befestigt wird (es ändert sich zwischen AU und AU), und, wenn die Erde an der Sonne (Sonnennähe) näher ist, ist das Schwerefeld der Sonne stärker, und die Erde bewegt sich schneller entlang seinem Augenhöhlenpfad. Da der Meter in Bezug auf das zweite definiert wird, und die Geschwindigkeit des Lichtes für alle Beobachter unveränderlich ist, scheint der Landmeter, sich in die Länge im Vergleich zum "planetarischen Meter" auf einer periodischen Basis zu ändern.

Der Meter wird definiert, um eine Einheit der richtigen Länge zu sein, aber die SI-Definition gibt den metrischen Tensor nicht an, der in der Bestimmung davon zu verwenden ist. Tatsächlich bemerkt das Internationale Komitee für Gewichte und Maßnahmen (CIPM), dass "seine Definition nur innerhalb eines genug kleinen Raumausmaßes gilt, dass die Effekten der Nichtgleichförmigkeit des Schwerefeldes ignoriert werden können." Als solcher ist der Meter zu den Zwecken unbestimmt, Entfernungen innerhalb des Sonnensystems zu messen. Die 1976-Definition der astronomischen Einheit ist insbesondere unvollständig, weil es das Bezugssystem nicht angibt, in dem Zeit gemessen werden soll, aber sich praktisch für die Berechnung von ephemerides erwiesen hat: Eine vollere Definition, die mit der allgemeinen Relativität im Einklang stehend ist, ist vorgeschlagen worden, und "kräftige Debatte" ist laufend.

Der AU ist für interstellare Entfernungen zu klein, wo der parsec allgemein verwendet wird. Sieh den Artikel kosmische Entfernungsleiter. Das Lichtjahr wird häufig in populären Arbeiten verwendet, aber ist nicht eine genehmigte NICHTSI-Einheit.

Geschichte

Gemäß Archimedes in Sandreckoner (2.1) hat Aristarchus von Samos geschätzt, dass die Entfernung zur Sonne 10,000mal der Radius der Erde war. Jedoch sagt das Buch Auf den Größen und Entfernungen der Sonne und des Monds, der lange Aristarchus zugeschrieben worden ist, dass er die Entfernung zur Sonne berechnet hat, um zwischen 18- und 20mal der Entfernung zum Mond zu sein, wohingegen das wahre Verhältnis ungefähr 389 ist. Die letzte Schätzung hat auf dem Winkel zwischen dem Halbmond und der Sonne basiert, die er als 87 ° geschätzt hat (Der wahre Wert ist ungefähr 89.85 °). Abhängig von der Entfernung nimmt Van Helden Aristarchus an, der für die Entfernung zum Mond verwendet ist, seine berechnete Entfernung zur Sonne würde zwischen 380 und 1,520 Erdradien fallen.

Gemäß Eusebius von Caesarea in Praeparatio Evangelica hat Eratosthenes gefunden, dass die Entfernung zur Sonne "   και " (wörtlich "von Stadion-Myriaden 400 und 80000") war. Das ist irgendein weil 4,080,000 Stadion (1903-Übersetzung von Edwin Hamilton Gifford), oder als 804,000,000 Stadion (Ausgabe von Édouard des Places, datiert 1974-1991) übersetzt worden. Mit dem griechischen Stadion von 185 bis 190 Metern kommt die ehemalige Übersetzung zu zu niedrigen 755,000 km, wohingegen die zweite Übersetzung zu 148.7 zu 152.8 Millionen km (genau innerhalb von 2 %) kommt. Hipparchus hat auch eine Schätzung der Entfernung der Sonne von der Erde gegeben, die von Pappus als angesetzt ist, gleich 490 Erdradien. Gemäß den mutmaßlichen Rekonstruktionen von Noel Swerdlow und G. J. Toomer wurde das aus seiner Annahme "kleinster wahrnehmbarer" Sonnenparallaxe von 7 Kreisbogen-Minuten abgeleitet.

Eine chinesische mathematische Abhandlung, Zhoubi suanjing (ca. BCE des 1. Jahrhunderts), Shows, wie die Entfernung zur Sonne geometrisch mit den verschiedenen Längen der Mittag-Schatten geschätzt werden kann, die an drei Plätzen 1000 li einzeln und die Annahme beobachtet sind, dass die Erde flach ist.

Im 2. Jahrhundert CE, Ptolemy hat die Mittelentfernung der Sonne als 1,210mal der Erderadius geschätzt. Diesen Wert, angefangener Ptolemy durch das Messen der Parallaxe des Monds, die Entdeckung zu bestimmen, was sich auf eine horizontale Mondparallaxe von 1 ° 26  belaufen hat, der viel zu groß war. Er hat dann eine maximale Mondentfernung von 64 1/6 Erdradien abgeleitet. Wegen des Annullierens von Fehlern in seiner Parallaxe-Zahl, seiner Theorie der Bahn des Monds und anderen Faktoren, war diese Zahl ungefähr richtig. Er hat dann die offenbaren Größen der Sonne und des Monds gemessen und hat beschlossen, dass das offenbare Diameter der Sonne dem offenbaren Diameter des Monds in der größten Entfernung des Monds, und von Aufzeichnungen von Mondeklipsen gleich war, hat er dieses offenbare Diameter, sowie das offenbare Diameter des Schattenkegels der Erde geschätzt, die durch den Mond während einer Mondeklipse überquert ist. In Anbetracht dieser Daten kann die Entfernung der Sonne von der Erde trigonometrisch geschätzt werden, um 1,210 Erdradien zu sein. Das gibt ein Verhältnis von Sonnen-zur Mondentfernung von etwa 19, die Zahl von Aristarchus vergleichend. Obwohl das Verfahren von Ptolemy theoretisch bearbeitungsfähig ist, ist es zu kleinen Änderungen in den Daten so viel sehr empfindlich, so dass das Ändern eines Maßes durch einiges Prozent die Sonnenentfernung unendlich machen kann.

Nachdem griechische Astronomie der mittelalterlichen islamischen Welt übersandt wurde, haben Astronomen einige Änderungen mit dem kosmologischen Modell von Ptolemy vorgenommen, aber haben seine Schätzung der Erdsonne-Entfernung nicht außerordentlich geändert. Zum Beispiel, in seiner Einführung in die Ptolemäische Astronomie, hat al-Farghānī eine Mittelsonnenentfernung von 1,170 Erdradien gegeben, während in seinem zij al-Battānī eine Mittelsonnenentfernung von 1,108 Erdradien verwendet hat. Nachfolgende Astronomen, wie al-Bīrūnī, haben ähnliche Werte verwendet. Später in Europa haben Copernicus und Tycho Brahe auch vergleichbare Zahlen (1,142 Erdradien und 1,150 Erdradien), und so die ungefähre im Laufe des 16. Jahrhunderts überlebte Erdsonne-Entfernung von Ptolemy verwendet.

Johannes Kepler war erst, um zu begreifen, dass die Schätzung von Ptolemy (gemäß Kepler, mindestens durch einen Faktor drei) in seinen Rudolphine Tischen (1627) bedeutsam zu niedrig sein muss. Die Gesetze von Kepler der planetarischen Bewegung haben Astronomen erlaubt, die Verhältnisentfernungen der Planeten von der Sonne und das wieder angezündete Interesse am Messen des absoluten Werts für die Erde zu berechnen (der dann auf die anderen Planeten angewandt werden konnte). Die Erfindung des Fernrohrs hat viel genauere Maße von Winkeln erlaubt, als mit dem bloßen Auge möglich ist. Flämischer Astronom Godefroy Wendelin hat die Maße von Aristarchus 1635 wiederholt und hat gefunden, dass der Wert von Ptolemy durch einen Faktor von mindestens elf zu niedrig war.

Eine etwas genauere Schätzung kann durch das Beobachten der Durchfahrt von Venus erhalten werden. Indem man die Durchfahrt in zwei verschiedenen Positionen misst, kann man die Parallaxe von Venus und von der Verhältnisentfernung der Erde und Venuss von der Sonne, die Sonnenparallaxe α genau berechnen (der direkt nicht gemessen werden kann). Jeremiah Horrocks hatte versucht, eine Schätzung zu erzeugen, die auf seiner Beobachtung der 1639-Durchfahrt gestützt ist (veröffentlicht 1662), eine Sonnenparallaxe von 15 arcseconds gebend, die der Zahl von Wendelin ähnlich sind. Die Sonnenparallaxe ist mit der Erdsonne-Entfernung, wie gemessen, in Erdradien durch verbunden

Je kleiner die Sonnenparallaxe, desto größer die Entfernung zwischen der Sonne und der Erde: Eine Sonnenparallaxe 15" ist zu einer Erdsonne-Entfernung von 13,750 Erdradien gleichwertig.

Christiaan Huygens hat geglaubt, dass die Entfernung noch größer war: Indem er die offenbaren Größen von Venus und Mars verglichen hat, hat er einen Wert von ungefähr 24,000 Erdradien geschätzt, die zu einer Sonnenparallaxe 8.6" gleichwertig sind. Obwohl die Schätzung von Huygens bemerkenswert modernen Werten nah ist, wird sie häufig von Historikern der Astronomie wegen der vielen unbewiesen (und falsch) Annahmen rabattiert, die er für seine Methode machen musste zu arbeiten; die Genauigkeit seines Werts scheint dem basierten mehr auf dem Glück als gutes Maß mit seinen verschiedenen Fehlern, einander annullierend.

Jean Richer und Giovanni Domenico Cassini haben die Parallaxe des Mars zwischen Paris und dem Cayennepfeffer im französischen Guayana gemessen, als Mars an seinem nächsten an der Erde 1672 war. Sie haben eine Zahl für die Sonnenparallaxe 9½ ", gleichwertig zu einer Erdsonne-Entfernung von ungefähr 22,000 Erdradien erreicht. Sie waren auch die ersten Astronomen, um Zugang zu einem genauen und zuverlässigen Wert für den Radius der Erde zu haben, die von ihrem Kollegen Jean Picard 1669 als 3,269 tausend toises gemessen worden war. Ein anderer Kollege, Ole Rømer, hat die begrenzte Geschwindigkeit des Lichtes 1676 entdeckt: Die Geschwindigkeit war so groß, dass sie gewöhnlich als die für das Licht erforderliche Zeit angesetzt wurde, von der Sonne bis die Erde, oder "leichte Zeit pro Einheitsentfernung zu reisen,", eine Tagung, der noch von Astronomen heute gefolgt wird.

Eine bessere Methode, um Durchfahrten von Venus zu beobachten, wurde von James Gregory ausgedacht und in seinem Optica Promata (1663) veröffentlicht. Es wurde von Edmond Halley stark verteidigt und wurde auf die Durchfahrten von Venus beobachtet 1761 und 1769, und andererseits 1874 und 1882 angewandt. Durchfahrten von Venus kommen in Paaren vor, aber weniger als ein Paar jedes Jahrhundert und das Beobachten der Durchfahrten 1761 und 1769 waren eine beispiellose internationale wissenschaftliche Operation. Trotz des Krieges der Sieben Jahre wurden Dutzende von Astronomen zum Beobachten von Punkten um die Welt auf großen Kosten und persönlicher Gefahr entsandt: Mehrere von ihnen sind im Versuch gestorben. Die verschiedenen Ergebnisse wurden von Jérôme Lalande kollationiert, um einer Zahl für die Sonnenparallaxe von 8.6  zu geben.

Eine andere Methode hat Bestimmung der Konstante der Abweichung eingeschlossen, und Simon Newcomb hat großes Gewicht dieser Methode gegeben, als er seinen weit akzeptierten Wert von 8.80  für die Sonnenparallaxe abgeleitet hat (in der Nähe vom modernen Wert von 8.794143 ), obwohl Newcomb auch Daten von den Durchfahrten von Venus verwendet hat. Newcomb hat auch mit A. A. Michelson zusammengearbeitet, um die Geschwindigkeit des Lichtes mit der Erdausrüstung zu messen; verbunden mit der Konstante der Abweichung (der mit der leichten Zeit pro Einheitsentfernung verbunden ist) hat das das erste direkte Maß der Erdsonne-Entfernung in Kilometern gegeben. Der Wert von Newcomb für die Sonnenparallaxe (und für die Konstante der Abweichung und Gaussian Gravitationskonstante) wurde ins erste internationale System von astronomischen Konstanten 1896 vereinigt, die im Platz für die Berechnung von ephemerides bis 1964 geblieben sind. Der Name "astronomische Einheit" scheint erst, um 1903 verwendet worden zu sein.

Die Entdeckung des erdnahen Asteroiden 433 Eros und sein Durchgang in der Nähe von der Erde in 1900-1901 hat eine beträchtliche Verbesserung im Parallaxe-Maß erlaubt. Ein anderes internationales Projekt, die Parallaxe von 433 Eros zu messen, wurde in 1930-1931 übernommen.

Direkte Radarmaße der Entfernungen Venus und Mars sind verfügbar am Anfang der 1960er Jahre geworden. Zusammen mit verbesserten Maßen der Geschwindigkeit des Lichtes haben diese gezeigt, dass die Werte von Newcomb für die Sonnenparallaxe und die Konstante der Abweichung miteinander inkonsequent waren.

Entwicklungen

Die Einheit holt über (der Wert der astronomischen Einheit in Metern) kann in Bezug auf andere astronomische Konstanten ausgedrückt werden:

wo G die Newtonische Gravitationskonstante ist, ist M die Sonnenmasse, k ist Gaussian Gravitationskonstante und D sind der Zeitabschnitt eines Tages.

Die Sonne verliert ständig Masse durch das Ausstrahlen weg der Energie, so breiten sich die Bahnen der Planeten äußer von der Sonne fest aus. Das hat zu Anrufen geführt, die astronomische Einheit als eine Einheit des Maßes aufzugeben. Es hat auch Anrufe gegeben, die astronomische Einheit in Bezug auf eine festgelegte Zahl von Metern wiederzudefinieren.

Da die Geschwindigkeit des Lichtes einen genauen definierten Wert in SI-Einheiten und Gaussian hat, wird unveränderlicher Gravitationsk im astronomischen System von Einheiten befestigt, das Messen der leichten Zeit pro Einheitsentfernung ist zum Messen des Produktes GM in SI-Einheiten genau gleichwertig. Folglich ist es möglich, ephemerides völlig in SI-Einheiten zu bauen, der die Norm zunehmend wird.

Eine 2004-Analyse von radiometric Maßen im inneren Sonnensystem hat darauf hingewiesen, dass die weltliche Zunahme in der Einheitsentfernung viel größer war, als es durch die Sonnenstrahlung, +15±4 Meter pro Jahrhundert verantwortlich gewesen werden kann.

Eine andere Erklärung für die Erdzurücktreten-Rate konnte Sonnengezeitenreibung sein. Die Zurücktreten-Rate des Monds wird durch die ähnliche Gezeitenreibung mit der Erde geregelt. Takaho Miura von Hirosaki Universität in Japan hat diese Möglichkeit 2009 vorgeschlagen.

Spätere Schätzungen, die sowohl auf radiometric als auch auf winkeligen Beobachtungen gestützt sind, haben diese Schätzung zu +7±2 Metern pro Jahrhundert gesenkt, aber das ist noch viel größer, als es durch die Sonnenstrahlung und aktuellen Gravitationstheorien verantwortlich gewesen werden kann. Die mögliche Schwankung in der auf radiometric Maßen gestützten Gravitationskonstante ist der Ordnung von Teilen in 10 pro Jahrhundert, oder tiefer. Es ist darauf hingewiesen worden, dass die beobachtete Zunahme durch das DGP Modell erklärt werden konnte.

Beispiele

Die Entfernungen sind ungefähre Mittelentfernungen. Es muss in Betracht gezogen werden, dass sich die Entfernungen zwischen Himmelskörpern rechtzeitig wegen ihrer Bahnen und anderer Faktoren ändern.

• Der Mond ist 0.0026 ± 0.0001 AU von der Erde
• Die Erde ist 1.00 ± 0.02 AU von der Sonne
• Quecksilber ist 0.39 ± 0.09 AU von der Sonne
• Venus ist 0.72 ± 0.01 AU von der Sonne
• Mars ist 1.52 ± 0.14 AU von der Sonne
• Jupiter ist 5.20 ± 0.25 AU von der Sonne
• Saturn ist 9.58 ± 0.53 AU von der Sonne
• Uranus ist 19.23 ± 0.85 AU von der Sonne
• Neptun ist 30.10 ± 0.34 AU von der Sonne
• Das Mitteldiameter von Betelgeuse ist 5.5 AU (822 800 000 km)
• 8.4-9.8 AU: Der Radius von VY Canis Majoris, dem größten bekannten Stern.
• Neue Horizonte sind ungefähr 22 AU von der Sonne , weil sie es Weg dem Pluto für eine Luftparade macht.
• Pluto ist 39.3 ± 9.6 AU von der Sonne
• Der Kuiper Riemen beginnt an ungefähr 30 AU
• Der Anfang der Gestreuten Platte an 45 AU (überlappen 10 AU mit dem Kuiper Riemen)
• Ende des Kuiper Riemens an 50-55 AU
• Die Bahn von 90377 Sedna erstreckt sich zwischen 76 und 942 AU von der Sonne; Sedna ist zurzeit ungefähr 87 AU von der Sonne
• 94 AU: Beendigungsstoß zwischen Sonnenwinden / Interstellaren Winden / Interstellarem Medium
• 96.7 AU: Die Entfernung des Zwergplaneten Eris von der Sonne, bezüglich 2009. Eris und sein Mond sind zurzeit die entferntesten bekannten Gegenstände im Sonnensystem abgesondert von Kometen des langen Zeitraumes und Raumsonden.
• 100 AU: Heliosheath
• 119.4 AU: Reisender 1 ist der weiteste Mensch-gemachte Gegenstand von der Sonne: Es reist zurzeit an ungefähr 3½ AU/yr
• 100-1000 AU: Größtenteils bevölkert durch Gegenstände von der Gestreuten Scheibe
• 1000-3000 AU: Anfang der Hügel-Wolke / "Innere Oort Wolke"
• 20,000 AU: Ende der Hügel-Wolke / "Innere Oort Wolke", Anfang der "Oort Außenwolke"
• 50,000 AU: mögliche nächste Schätzung der "Oort Außenwolke" Grenzen (0.8 ly)
• 100,000 AU: mögliche weiteste Schätzung der "Oort Außenwolke" Grenzen (1.6 ly)
• 230,000 AU: Das maximale Ausmaß des Einflusses des Schwerefeldes der Sonne (Hill/Roche Bereich) - außer dem ist wahres interstellares Medium. Diese Entfernung ist.
• Proxima Centauri (der nächste Stern zur Erde, unserer eigenen Sonne ausschließend), ist ~268 000 AU von der Sonne
• Die Entfernung von der Sonne bis das Zentrum der Milchstraße ist etwa 1.7 AU

Umwandlungsfaktoren

• 1 AU = 149,597,870.700 ± 0.003 km  92,955,807.273 ± 0.002 mi  8.317 leichte Minuten  499 leichte Sekunden
• Der 1 leichte Sekunde  0.002 AU
• 1 gigameter  0.0067 AU
• 1 Lichtjahr  63241 AU
• 1 parsec = 648,000/π  206,264.8 AU

Siehe auch

• Größenordnungen (Länge)

Zeichen und Verweisungen

Weiterführende Literatur

Links

• Der IAU und die astronomischen Einheiten
• Empfehlungen bezüglich Einheiten (HTML-Version des IAU Stil-Handbuches)
• Das Verfolgen Venus, das Beobachten der Durchfahrten der Venus
• Durchfahrt der Venus