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天文单位(英文:Astronomical Unit,简写AU)是长度的单位,历史上约等于地球跟太阳的平均距离。天文常数之一。天文学中测量距离,特别是测量太阳系内天体之间的距离的基本单位,地球到太阳的平均距离为一个天文单位。 一天文单位约等于1.496亿千米。 1976年,国际天文学联会把一天文单位定义为一颗体积可忽略、公转轨道不受干扰而且公转周期为365.2568983日(即一高斯年)的粒子与一个质量相等约一个太阳的物体的距离。当时的值是149,597,870,691±30米(约一亿五千万公里或9300万英里)。2012年国际天文学联合会重新定义为一个常数。

历史推导

天文常数之一。天文学中测量距离,特别是测量太阳系内天体之间的距离的基本单位,以au表示。
当最初开始使用天文单位的时候,它的实际大小并不是很清楚,但行星的距离却可以
天文单位 天文单位
借助日心几何及行星运动法则以天文单位作单位来计算出来。后来天文单位的实际大小终透过视差,以及近代用雷达来准确地找到。虽然如此,因为引力常数的不确定(只有五、六个有效位),太阳的质量并不能够很准确。如果计算行星位置时使用国际单位,其精确度在单位换算的过程中难免会降低。所以这些计算通常以太阳质量和天文单位作单位,而不用公斤和公里
历史上一个天文单位的距离,相当于地球到太阳的平均距离,约1.496×10^8km。
天文学家们重新精确测定了一个天文单位(AU)的精确数值,一个天文单位的定义值被确定为:149,597,870,700米。
1938年以前,天文单位是指在没有大行星摄动作用(见摄动理论)下,从地月系
天文单位 天文单位
质心到太阳的平均距离,或者说,它是地月系质心绕太阳公转的无摄动椭圆轨道的半长径。根据开普勒定律,在高斯引力常数k、太阳质量 S、地月系质量 m、地月系到太阳的平均距离 A地球绕太阳公转周期T之间有如下关系:
当取太阳质量为天文质量单位(即取 S=1)、地月系到太阳的平均距离为天文距离单位(即取 A=1)时,高斯根据当时的不很精确的 Tm/ S值,算得 k=0.01720209895。1938年第六届国际天文学联合会决定把k值固定下来,不再改变。根据这个 k值,当取 S=1、 A=1和 m=0时,就可以算出 T值为365.2568983263历书日。由此,可以把天文单位的定义改为:当公转周期为365.2568983263历书日时,一个假想的、质量为零的无摄动行星的椭圆轨道的半长径,等于一个天文单位。根据准确的 T值和 m/ S值,可以算出地月系统日公转轨道的半长径为1.00000003天文单位。由于地球运动受其他天体摄动的影响,日地平均距离实际为1.0000000236天文单位。
二十世纪六十年代以前,天文单位是根据测定太阳视差π⊙推导出来的。在纽康的天文常数系统中太阳视差 π⊙=8奖80,相应的天文单位的长度等于149,500,000公里。二十世纪六十年代起,雷达天文取得了精确的结果。于是,天文单位根据光速c和单位距离光行时 τA来导出,1964年国际天文学联合会天文常数系统取 A为149,600×10米,把它作为基础常数。
此值从1968年开始,一直使用到1983年。1976年国际天文学联合会天文常数系统取 A为1.49597870×10米,把它改为导出常数,此值从1984年起统一采用。
2012年9月份在中国北京举行的国际天文学大会(IAU)上以无记名投票的方式重新精确测定了太阳系中最重要的距离。也就是说,从此,一个天文单位的定义值被确定为:149,597,870,700米——为固定数值。

历史计算

在1976年天文常数系统中定义为在499.004782秒内光在真空中传播的距离。其值为1.49597870×10^11米(^表示幂)。1天文单位等于1.58129×10^(-5)光年,或4.84813×10^(-6)秒差距。
光年(ly) 光年是长度的单位,而非时间单位。光年就是光在真空中一年时间走过的距离。
天文单位 天文单位
光在真空中的速度是恒定不变的(速度是约30万公里/秒)。
1ly=9.46x10^12km
秒差距(pc) 1pc指的是从地看太阳系外天体在一年中正交于视线上1AU所张的角度为1〃时,此天体到地球的距离。
1pc=2.06×10^5AU=3.26ly
1PC约等于30835997962819660.8米

计算方法

天文学家利用三角视差法分光视差法、星团视差法、统计视差法、造父视差法和力学视差法等,测定恒星与我们的距离。恒星距离的测定,对研究恒星的空间位置、求得恒星的光度和运动速度等,均有重要的意义。
离太阳距离在16光年以内的有50多颗恒星。其中最近的是半人马座比邻星,距太阳约4.2光年,大约是40万亿千米。

三角视差法

测量天体之间的距离可不是一件容易的事。 天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级。离我们比较近的天体,它们离我们最远不超过100光年(1光年=9.46×10 12千米),天文学家用三角视差法测量它们的距离。三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点,地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点,通过测量地球到那个天体的视角,再用到已知的地球绕太阳公转轨道的直径,依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了。稍远一点的天体我们无法用三角视差法测量它和地球之间的距离,因为在地球上再也不能精确地测定他它们的视差了。

移动星团法

这时我们要用运动学的方法来测量距离,运动学的方法在天文学中也叫移动星团法,根据它们的运动速度来确定距离。不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中移动的。在银河系之外的天体,运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离。

造父视差法

造父视差法又叫标准烛光法。
物理学中有一个关于光度、亮度和距离关系的公式。S∝L0/r2
测量出天体的光度L0和亮度S,然后利用这个公式就知道天体的距离r。光度和亮度的含义是不一样的,亮度是指我们所看到的发光体有多亮,这是我们在地球上可直接测量的。光度是指发光物体本身的发光本领,关键是设法知道它就能得到距离。天文学家勒维特发现“造父变星”,它们的光变周期与光度之间存在着确定的关系。于是可以通过测量它的光变周期来定出光度,再求出距离。如果银河系外的星系中有颗造父变星,那么我们就可以知道这个星系与我们之间的距离了。那些连其中有没有造父变星都无法观测到的更遥远星系,当然要另外想办法。
三角视差法和造父视差法是最常用的两种测距方法,前一支的尺度是几百光年,后一支是几百万光年。在中间地带则使用统计方法和间接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法,尺度达100亿光年数量级。

哈勃定律方法

1929年哈勃(Edwin Hubble)对河外星系的视向速度与距离的关系进行了研究。当时只有46个河外星系的视向速度可以利用,而其中仅有24个有推算出的距离,哈勃得出了视向速度与距离之间大致的线性正比关系。现代精确观测已证实这种线性正比关系
V = H0×d
其中v为退行速度,d为星系距离,H0=100h0km.s-1Mpc(h0的值为0 利用哈勃定律,可以先测得红移Δν/ν通过多普勒效应Δν/ν=V/C求出V,再求出d。
哈勃定律揭示宇宙是在不断膨胀的。这种膨胀是一种全空间的均匀膨胀。因此,在任何一点的观测者都会看到完全一样的膨胀,从任何一个星系来看,一切星系都以它为中心向四面散开,越远的星系间彼此散开的速度越大。

例子

冥王星距离太阳39.5天文单位。
木星距离太阳5.2天文单位。
参宿四的平均直径为2.57天文单位。
月球距离地球0.0026天文单位。

换算

1天文距离单位(AU)=1.495978707×10^11米 = 149,600,000公里 = 92,960,000英里 = 490,800,000,000英尺
1光年(ly)=9.4605536×10^15米=63239.8天文距离单位
1秒差距(PC)=3.085678×10^16米=206264.8天文距离单位=3.261631光年