Как найти астрономическую единицу от солнца

From Wikipedia, the free encyclopedia

The astronomical system of units, formerly called the IAU (1976) System of Astronomical Constants, is a system of measurement developed for use in astronomy. It was adopted by the International Astronomical Union (IAU) in 1976 via Resolution No. 1,^[1] and has been significantly updated in 1994 and 2009 (see astronomical constant).

The system was developed because of the difficulties in measuring and expressing astronomical data in International System of Units (SI units). In particular, there is a huge quantity of very precise data relating to the positions of objects within the Solar System which cannot conveniently be expressed or processed in SI units. Through a number of modifications, the astronomical system of units now explicitly recognizes the consequences of general relativity, which is a necessary addition to the International System of Units in order to accurately treat astronomical data.

The astronomical system of units is a tridimensional system, in that it defines units of length, mass and time. The associated astronomical constants also fix the different frames of reference that are needed to report observations.^[2] The system is a conventional system, in that neither the unit of length nor the unit of mass are true physical constants, and there are at least three different measures of time.

Astronomical unit of time[edit]

Main article: Day

The astronomical unit of time is the day, defined as 86400 seconds. 365.25 days make up one Julian year.^[1] The symbol D is used in astronomy to refer to this unit.

Astronomical unit of mass[edit]

The astronomical unit of mass is the solar mass.^[1] The symbol M_☉ is often used to refer to this unit.
The solar mass (M_☉), 1.98892×10³⁰ kg, is a standard way to express mass in astronomy, used to describe the masses of other stars and galaxies. It is equal to the mass of the Sun, about 333000 times the mass of the Earth or 1 048 times the mass of Jupiter.

In practice, the masses of celestial bodies appear in the dynamics of the Solar System only through the products GM, where G is the constant of gravitation. In the past, GM of the Sun could be determined experimentally with only limited accuracy. Its present accepted value is GM_☉ = 1.32712442099(10)×10²⁰ m³⋅s⁻².^[3]

Jupiter mass[edit]

Jupiter mass (M_J or M_JUP), is the unit of mass equal to the total mass of the planet Jupiter, 1.898×10²⁷ kg. Jupiter mass is used to describe masses of the gas giants, such as the outer planets and extrasolar planets. It is also used in describing brown dwarfs and Neptune-mass planets.

Earth mass[edit]

Earth mass (M_Earth) is the unit of mass equal to that of the Earth. 1 M_Earth = 5.9742×10²⁴ kg. Earth mass is often used to describe masses of rocky terrestrial planets. It is also used to describe Neptune-mass planets. One Earth mass is 0.00315 times a Jupiter mass.

Astronomical unit of length[edit]

The astronomical unit of length is now defined as exactly 149 597 870 700 meters.^[4] It is approximately equal to the mean Earth–Sun distance. It was formerly defined as that length for which the Gaussian gravitational constant (k) takes the value 0.01720209895 when the units of measurement are the astronomical units of length, mass and time.^[1] The dimensions of k² are those of the constant of gravitation (G), i.e., L³M⁻¹T⁻². The term “unit distance” is also used for the length A while, in general usage, it is usually referred to simply as the “astronomical unit”, symbol au.

An equivalent formulation of the old definition of the astronomical unit is the radius of an unperturbed circular Newtonian orbit about the Sun of a particle having infinitesimal mass, moving with a mean motion of 0.01720209895 radians per day.^[5]
The speed of light in IAU is the defined value c₀ = 299792458 m/s of the SI units. In terms of this speed, the old definition of the astronomical unit of length had the accepted value:^[3] 1 au = c₀τ_A = (149597870700±3) m, where τ_A is the transit time of light across the astronomical unit. The astronomical unit of length was determined by the condition that the measured data in the ephemeris match observations, and that in turn decides the transit time τ_A.

Other units for astronomical distances[edit]

The distances to distant galaxies are typically not quoted in distance units at all, but rather in terms of redshift. The reasons for this are that converting redshift to distance requires knowledge of the Hubble constant, which was not accurately measured until the early 21st century, and that at cosmological distances, the curvature of spacetime allows one to come up with multiple definitions for distance. For example, the distance as defined by the amount of time it takes for a light beam to travel to an observer is different from the distance as defined by the apparent size of an object.

See also[edit]

• Astronomical constant
• Standard gravitational parameter
• Planetary mass
• Natural units

References[edit]

External links[edit]

• The IAU and astronomical units
• «2014 Selected Astronomical Constants» in The Astronomical Almanac Online, USNO–UKHO.

Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 30 августа 2016;
проверки требуют 5 правок.

Астрономи́ческая едини́ца (русское обозначение: а.е.^[1]; международное: au) — исторически сложившаяся единица измерения расстояний в астрономии, приблизительно равная среднему расстоянию от Земли до Солнца.

Свет проходит это расстояние примерно за 500 секунд (8 минут 20 секунд).

Применяется в основном для измерения расстояний между объектами Солнечной системы, внесолнечных систем, а также между компонентами двойных звёзд.

В сентябре 2012 года 28-я Генеральная ассамблея Международного астрономического союза в Пекине приняла решение привязать астрономическую единицу к Международной системе единиц (СИ). Астрономическая единица по определению равна в точности 149 597 870 700 метрам^[2][3]. Кроме того, МАС принял решение стандартизовать международное обозначение астрономической единицы: «au»^[4]. Иногда применяются также обозначения «a. u.» или «AU». Существует также международный стандарт ISO 80000-3 (англ.)русск., который рекомендует применять обозначение «ua».

В Российской Федерации астрономическая единица допущена к использованию в качестве внесистемной единицы без ограничения срока с областью применения «астрономия»^[5]. В соответствии с ГОСТ 8.417—2002, наименование и обозначение астрономической единицы не допускается применять с дольными и кратными приставками СИ^[1]. Пробела между «а.» и «е.» нет.

Предыдущие определения[править | править вики-текст]

В соответствии с решением 10-й генеральной Ассамблеи МАС 1976 года астрономическая единица была определена как радиус круговой орбиты пробного тела в изотропных координатах, угловая скорость обращения по которой, при пренебрежении всеми телами Солнечной системы кроме Солнца, была бы точно равна 0,017 202 098 95 радиан в эфемеридные сутки^[6][7][8]. В системе постоянных IERS 2003 астрономическая единица полагалась равной 149 597 870 691 м.^[9]

История[править | править вики-текст]

Со времён появления гелиоцентрической системы, а особенно кеплеровской небесной механики, относительные расстояния в Солнечной системе (исключая слишком близкую Луну) стали известны с хорошей точностью. Поскольку Солнце является центральным телом системы, а обращающаяся по почти круговой орбите Земля — местоположением наблюдателей, естественно было принять радиус этой орбиты за единицу измерения. Однако не существовало способа надёжно измерить величину этой единицы, то есть сравнить её с земными масштабами. Солнце находится слишком далеко, чтобы с Земли надёжно измерить параллакс. Расстояние до Луны было известно, но исходя из известных в XVII веке данных оценить отношение расстояний до Солнца и Луны не удавалось — наблюдение Луны не даёт требуемой точности, а отношение масс Земли и Солнца также не было известно.

В 1672 году Джованни Кассини совместно со своим сотрудником Жаном Рише измерили параллакс Марса. Поскольку параметры орбиты Земли и Марса были измерены с высокой точностью, появилась возможность оценить величину астрономической единицы — в современных единицах у них получилось примерно 140 млн км^[10]. Впоследствии проводились уточнённые измерения астрономической единицы при помощи прохождений Венеры по солнечному диску. Сближение астероида Эрос с Землёй в 1901 году и измерение его параллакса позволили получить ещё более точную оценку^{[источник не указан 1798 дней]}.

Астрономическая единица также уточнялась с помощью радиолокации планет. Локацией Венеры в 1961 году установлено, что астрономическая единица равна 149 599 300 км. Возможная ошибка не превыша­ла 2000 км. Повторная радиолокация Венеры в 1962 году позволила уменьшить эту неопределенность и уточнить значение астрономической единицы: оно оказалось равным 149 598 100±750 км. Выяснилось, что до локации 1961 года величина а.е. была известна с точностью 0,1 %^{[источник не указан 1798 дней]}.

Многолетние измерения расстояния от Земли до Солнца зафиксировали его медленное увеличение со скоростью около 15 метров за сто лет (что на порядок превышает точность современных измерений). Одной из причин может быть потеря Солнцем массы (вследствие солнечного ветра), однако наблюдаемый эффект значительно превышает расчётные значения^{[11] [12]}.

Некоторые расстояния[править | править вики-текст]

• Радиус орбиты Нептуна, самой далекой планеты Солнечной системы — около 30 а.е.
• По состоянию на 23 апреля 2016 года, космический аппарат «Вояджер-1» находился на расстоянии 134.75 а.е. от Солнца^[13][14], удаляясь от него со скоростью 3,6 а. е./год. Это самый удалённый от Земли и самый быстро движущийся объект, созданный человеком.
• Расстояние до ближайшей к нам звезды, Проксимы Центавра — около 270 000 а.е.

См. также[править | править вики-текст]

• Парсек
• Световой год
• Постоянная Гаусса

Примечания[править | править вики-текст]

Солнце – первый космических объект, который заинтересовал человечество. А расстояние до него стало первым, которое люди захотели узнать и измерить. Сегодня, с помощью современных технологий, мы легко можем представить масштабы Солнечной системы и где именно находится Земля от Солнца. Именно поэтому, расстояние до других планет и объектов удобней всего сравнивать именно с расстоянием от Земли до Солнца – так появилась астрономическая единица.

Что такое астрономическая единица и почему она используется

Астрономическую единицу ввели в 2012 году. Обозначается астрономическая единица – а.е. или АЕ для русскоязычных источников. Для иностранных принято обозначение «UA» — astronomical unit. Возможно написание как строчных букв, так и через точки.

Если для Вас освоение космоса только начинается, то эта величина первая с которой необходимо познакомится. Ведь изучать космос надо начинать именно с Солнечной системы.

Астрономическая единица равна среднему расстоянию от Земли до Солнца. Или, если рассматривать эллипсовидную орбиту Земли, то большой полуоси эллипса.

Астрономическая единица удобно тем, что ее можно относительно наглядно представить. Например, расстояние до Альфы Центавра составляет 4,36 световых года. Такое расстояние сложно представить. Но если перевести его в астрономические единицы, то получается, что до ближайшей звезды 270 тысяч а.е. Такое расстояние уже можно вообразить и понять, что оно невероятно велико.

Общепринятая астрономическая единица, как единица измерения

Первым, кому удалось измерить расстояние от Земли до Солнца с максимальной точностью для своего времен стал Джованни Кассини. Он получил значение равное 140 000 000 километров. Но эта цифра продолжала уточнятся с развитием новых технологий и методов измерений.

Но есть в этом измерении и определенные неудобства: сложно привязать единицу длины к расстоянию, которое претерпевает изменения: расстояние между Землей и Солнцем увеличивается на 1 метр каждые 7 лет. За 100 лет расстояние увеличится на 15 метров, следовательно, увеличится и астрономическая единица. Конечно, в масштабах Вселенной 15 метров – это капля в море, но с точки зрения точной науки – это создает некоторые неудобства.

Как используют астрономическую единицу

Астрономическая единица официально внесена в систему СИ и может быть использована при измерении расстояний до любых объектов. Но дальше Солнечной системы ею пользоваться неудобно – получаются слишком большие численные значения. Для определения расстояний до объектов за пределами Солнечной системы удобно использовать световой год или парсек.

К астрономической единице не применяются приставки на уменьшение или увеличение (кило-, нано-, мини- и т.п.).

Не существует астрономической единицы Солнца, так как Солнце выступает центральным объектом в вычисление а.е. и именно от Солнца ее и вычисляют.

В астрономических единицах удобно рассматривать расстояния в звездных системах, где находят экзопланеты или расстояние между кратными звездами, так как тогда легче сравнить системы с Солнечной.

Перевод астрономической единицы в другие единицы измерения

Если переводить а.е. в световые года, то получается, что 1 световой год равен 63241,0771 а.е. или 1 а.е. равна ​( 1,58125*10^{-5} )​ св. лет.

Астрономические единицы применимы только в масштабах Солнечной системы. Пользоваться ими на бОльших расстояниях – совершенно неудобно.

Какого размера наша Солнечная система и где она кончается?

Как измерить расстояние до планеты?

В прошлом единственным методом измерения космических расстояний был метод горизонтального параллакса. Хотя этот метод достаточно точен и до сих пор применяется при расчете расстояния до очень далеких космических объектов, для измерения расстояний до планет-соседей по Солнечной системе, с середины 20-го века применяется более простой и ещё более точный способ – метод радиолокации.

В основе методики космической радиолокации лежит идея заимствованная у самой природы: достаточно просто найти на небесной сфере нужный объект (например, планету Венера), “прицелится” в неё и затем “выстрелить” радиоволнами сверхкороткого диапазона. Теперь нам остается только дождаться когда сигнал достигнет поверхности Венеры, отразится от неё и устремится обратно.

Скорость распространения радиоволн точно известна, а время между посылкой волн и их приемом также может быть измерено очень точно. Расстояние, покрытое радиоволнами за время путешествия туда и обратно, а следовательно, и расстояние до Венеры в заданный момент можно определить с несравненно большей точностью, чем методом параллаксов.

Начиная с 1961 г. года этот способ измерения близких космических расстояний стал основным. С помощью полученных данных было вычислено, что среднее расстояние от Земли до Солнца составляет 149 573 000 км.

Световая секунда, световой год и другие космические единицы измерения

Используя кеплеровскую схему строения солнечной системы (Солнце в центре, планеты вращаются вокруг него), удобнее всего рассчитывать расстояния в пределах солнечной системы не от Земли, а от центра, то есть от Солнца. Но вот в каких единицах его отсчитывать?

• Во-первых, его можно выражать в миллионах километров. Километр — это наиболее распространенная единица для измерения больших расстояний.
• Во-вторых, чтобы избежать таких чисел, как миллионы километров, можно принять, что среднее расстояние от Земли до Солнца равно одной астрономической единице (сокращенно «а, е.») Тогда можно будет выражать расстояния в а, е., причем 1 а е. равна 149 500 000 км. С вполне достаточной точностью можно считать, что 1 а, е. равна 150 000 000 км.
• В-третьих, расстояние можно выразить через время, которое потребуется для того, чтобы его преодолел свет (или любое аналогичное излучение, например радиоволны). Скорость света в пустоте равна 299 776 км/сек. Число это можно для удобства округлить до 300 000 км/сек.

Таким образом, расстояние примерно в 300 000 км можно считать равным одной световой секунде (ибо это расстояние, преодолеваемое светом за одну секунду). Расстояние, в 60 раз большее, или 18 000 000 км, — это одна световая минута, а расстояние, еще в 60 раз большее, т.е. 1 080 000 000 км, — это один световой час.

Мы не слишком ошибемся, если будем считать, что световой час равен одному миллиарду километров.

Запомнив это, рассмотрим те планеты, которые были известны древним, и приведем таблицу их средних расстояний от Солнца, выраженных в каждой из трех указанных единиц.

Размеры Солнечной системы

В 17-м веке, когда был открыт Сатурн, астрономы считали его орбиту “границей” Солнечной системы, соответственно вся “система” умещалась в круг диаметром 3 миллиардов км.

Однако в 1781 г., когда английский астроном, немец по происхождению, Уильям Гершель (1738—1822) открыл планету Уран, диаметр Солнечной системы внезапно… удвоился!

А потом снова удвоился, когда сначала французский астроном Урбан Жозсф Леверье (1811 — 1877) открыл в 1846 г. Нептун, затем американский астроном Клайд Уильям Томбо (род. в 1906 г.) — Плутон в 1930 г.

Если мы рассмотрим орбиту Плутона, как ранее орбиту Сатурна, то увидим, что диаметр солнечной системы равен не 3, а 12 миллиардам километров. Лучу света, который преодолевает расстояние, равное окружности Земли, за ¹/₇ сек и пробегает от Земли до Луны за 1 ¹/₄ сек, понадобится полдня для того, чтобы пересечь солнечную систему.

Кроме того, есть все основания считать, что вовсе не орбита Плутона отмечает границу владений Солнца. Это не значит, что мы должны предполагать существование еще не открытых более далеких планет (за исключением карликовых планет). Имеются уже известные небесные тела, которые время от времени очень легко увидеть и которые, без сомнения, уходят от Солнца гораздо дальше, чем Плутон на самой удаленной точке своей орбиты.

Где находятся границы Солнечной системы

В 1684 г. английский ученый Исаак Ньютон (1642—1727) открыл закон всемирного тяготения. Этот закон строго математически обосновал кеплеровскую схему строения солнечной системы и позволил вычислить орбиту тела, обращающегося вокруг Солнца, даже если тело наблюдалось лишь на части своей орбиты.

Это в свою очередь дало возможность приняться за кометы — небесные тела, которые время от времени появлялись на небе. В древности и в эпоху Средневековья астрономы считали, что кометы появляются без всякой правильности и что движение их не подчинено никаким естественным законам, широкие же массы были убеждены, что единственное назначение комет — предвещать несчастье.

Однако современник и друг Ньютона, английский ученый Эдмунд Галлей (1656—1742) попробовал применить к кометам закон тяготения. Он заметил, что некоторые особенно яркие кометы появлялись в небе через каждые 75—76 лет.

И вот в 1704 г. он предположил, что все эти кометы на самом деле были одним и тем же небесным телом, которое двигалось вокруг Солнца по постоянной эллиптической орбите, причем орбите настолько вытянутой, что значительная ее часть лежала на колоссальном расстоянии от Земли. Когда комета находилась вдали от Земли, она была невидима.

Но через каждые 75 или 76 лет она оказывалась на той части своей орбиты, которая расположена ближе всего к Солнцу (и к Земле), и вот тогда-то она становилась видимой.

Галлей вычислил орбиту этой кометы и предсказал, что она вновь вернется в 1758 г. И действительно, комета появилась в тот год (через 16 лет после смерти Галлея) и с тех пор получила название кометы Галлея.

В ближайшей к Солнцу точке своей орбиты комета Галлея оказывается от него всего лишь примерно в 90 000 000 км, заходя таким образом немного внутрь орбиты Венеры В наиболее же удаленной от Солнца части своей орбиты комета Галлея уходит от него приблизительно в 3 ¹/₂ раза дальше, чем Сатурн.

Таким образом, к 1760 г. астрономы прекрасно знали, что солнечная система не очерчена орбитой “последней” планеты.

Более того, комета Галлея — одна из комет, относительно близких к Солнцу. Существуют кометы, которые движутся вокруг него по таким невероятно вытянутым орбитам, что возвращаются к нему только раз в несколько столетий, а то и тысячелетий. Они уходят от Солнца не на миллиарды километров, а скорее всего на сотни миллиардов.

Голландский астроном Ян Хендрик Оорт (род. в 1900 г) в 1950 г. высказал предположение, что, возможно, существует целое огромное облако комет (известное как “Облако Оорта”), которые на протяжении всей своей орбиты находятся так далеко от Солнца, что никогда не бывают видимы.

Отсюда следует, что максимальный диаметр солнечной системы может достигать 1000 миллиардов, т. е триллиона (1 000 000 000 000) километров или даже больше. Световому лучу требуется 40 суток, чтобы покрыть такое расстояние. Таким образом, можно сказать, что диаметр солнечной системы превосходит один световой месяц.