氢原子百科 
天文单位（英文：Astronomical unit[1]），是一个长度单位，近似于太阳与地球的距离。国际天文学联合会第28届大会定义天文单位的符号为au（或AU），其数值为149597870700米。[2]
天文单位被认为是地日平均距离（地球远日点和近日点的平均值），2009年，国际天文学联合会更新并计算出光速的精确值，并通过光速值计算出天文单位的最佳估计值。[3][4]2012年，国际天文学联合会第28届大会规定，天文单位是一个长度单位，与时间变化无关，数值为149597870700米。[2]
天文单位主要用于测量太阳系内或其他恒星周围的距离，[2]它和光年、秒差距等长度单位之间可以互相换算，如1光年约等于63240天文单位；1秒差距约等于206264806天文单位。[5][6]测量天文单位需先测定行星到地球的距离，再计算日地距离，最终求取太阳视差。[7][8]
定义
解释
地球绕太阳的轨道是一个椭圆。[9]该椭圆轨道的半长轴被定义为连接近日点和远日点的直线段的一半。太阳的中心位于这条直线段上，但不在它的中点。测量该椭圆轨道的极端点可以在数学上定义确切的形状，并使整个轨道的计算以及基于观测的预测成为可能。[10]1976年，为了建立一个更精确的天文单位，国际天文学联合会根据当时最好的天体力学和行星星历表的数学推导正式采用了一个新的定义，它指出，长度的天文单位是当测量单位是长度、质量和时间的天文单位时，高斯引力常数（k）取值的长度。[11][12][13]等价地，一个天文单位定义为：一个质量无限小的物体围绕太阳进行的无摄动圆周轨道半径的长度，其恒星角速度为（弧度每日），其中1日为86400历书时秒。[6]
随后通过空间探测器对太阳系的探索使得通过雷达和遥测技术获得内行星和其他物体的相对位置的精确测量成为可能。与所有雷达测量一样，这些测量依赖于测量光子从物体反射所需的时间。因为所有光子在真空中都以光速运动，这是宇宙的基本常数，所以物体与探测器的距离被计算为光速和测量时间的乘积。然而，为了精确起见，计算需要对光子凌日时探测器和物体的运动等因素进行调整。此外，对时间本身的测量必须转换为考虑相对论时间膨胀的标准尺度。将星历位置与以重心动力时间表示的时间测量值进行比较，到2009年，国际天文学联合会更新并计算出光速为，并通过光速值计算出天文单位的最佳估计值为。2012年，国际天文学联合会第28届大会规定，天文单位是一个长度单位，与时间变化无关，数值为149597870700米。[2][3][4]
古希腊时期
关于日地距离的观测，最早可追溯至古希腊时期，当时仅能使用肉眼来推测太阳距离地球的距离。古希腊阿里斯塔克斯（Aristarchus）所著的《论太阳和月亮的大小和距离》一书说，地球到太阳的距离是到月球距离的18到20倍，而真实的比例大约是389倍。[14]公元前3世纪[15]，古希腊天文学家埃拉托斯特尼（Eratosthenes）通过视距的方法，测得日地的距离为"σταδιων μυριαδας τετρακοσιας και οκτωκισμυριας"，译作804000000斯达地，希腊的斯达地相当于现今的185至190米，可换算为1亿4870万千米至1亿5280万千米。[16][17][18]公元前2世纪中叶，古希腊天文学家喜帕恰斯（Hipparchus）使用视差法观测天体距离，并推测出来自太阳的视差至少有7弧分。[19]在中国，公元1世纪左右成书的《周脾算经》中，也记载了使用勾股定理来计算日地距离的方法。[20][21][22]公元2世纪，托勒密估计日地的平均距离为1210倍地球半径，[23][24]后来，哥白尼（Copernicus）和第谷·布拉赫（Tycho Brahe）等人也使用了类似的数字（1142倍和1150倍地球半径），因此托勒密的近似日地平均距离一直延续到16世纪。[25]
17至18世纪
17世纪，德国天文学家约翰尼斯·开普勒（Johannes Kepler）发现了准确描述行星运动的开普勒行星运动定律，[26]1716年，英国天文学家埃德蒙·哈雷（Edmond Halley）在《哲学汇刊》上发表了通过观测金星凌日来测量太阳视差的可靠方法，并指出下两次的金星凌日会出现在1761年和1769年。[27][28]法国天文学家拉朗德（Lalande）[29]通过对1761年和1769年金星凌日收集到的计算出日地距离的所有数据，给出了日地距离的值为1.53亿千米。[22]
20世纪以来
20世纪初，对厄洛斯等小行星的观测改进了视差测量。[30]60年代，对金星和火星的直接雷达测距，结合对光速的更好测量，提供了现代天文单位的精确值，约为1.496亿千米。在许多世纪里，通过改进观测和方法，距离逐渐变得更加精确。[31]2012年，国际天文学联合会第28届大会规定，天文单位是一个长度单位，与时间变化无关，数值为149597870700米。[2]
符号
天文单位的使用过各种各样的符号和缩写。在1976年的决议中，国际天文学联合会使用符号来表示天文单位。[11]2006年，国际计量局（BIPM）推荐作为天文单位的符号，源自法语“unité astronomique”。[32]2012年，国际天文学联合会注意到天文单位目前使用的符号多种多样，建议使用符号。[2]在2014年修订版和2019年版的《国际单位制手册》中，国际计量局使用了单位符号。[33]
测量方法
天文单位的精确测量，得先测定行星（或人造天体）到地球的距离，再根据天体力学理论求出日地距离，最后得到太阳视差。测定行星距离的主要方法有三角视差方法分光视差法、星团视差法、造父视差法和谱线红移测距法等，后来发明了雷达测距和激光测距，精度大为提高。[7][8]
每种测量方法都有优缺点和适用范围，例如，雷达测距（或者激光测距）主要针对太阳系内天体的距离测量。雷达测距的原理是：雷达所发射的电磁波在某天体与地球之间往返所需的时间的一半，乘以电磁波的速度，就得出该天体与地球之间的距离。对遥远的恒星或者星系距离的测量，一般选用谱线红移测距法。[8][34]
三角视差法
三角视差是测定恒星的距离的一种基本可靠的方法，恒星越远，视差角越小，要求观测的精度越高。天文学中经常应用一个比光年更长的尺度叫秒差距（）来量度距离。它是由三角视差法定义的，它相当于周年视差的距离。这种方法类似于大地的三角视差测量，叫三角视差法。[7]
地球在绕日公转的过程中，在不同时间处于轨道的不同位置，因此在不同时间观测同一天体在天球上的位置就有差异。原则上,对同一恒星，根据相隔半年的两次观测所测定的恒星的位置，即可算出相对地球轨道半径对应的视差角。当恒星与地球的连线垂直地球轨道半径时，恒星对日地平均距离所张的角叫恒星的周年视差。周年视差(以角秒为单位)与太阳到恒星的距离r之间的关系为：，式中为日地平均距离（）。由于恒星的视差一般都很小，故该式可以近似写为，式中视差角的单位为弧度，已知(角秒）。周年视差用角秒表示，周年视差的恒星与地球的距离为(天文单位），这个距离定义为秒差距（）。换言之，从某恒星上看日地平均距（）所张的角为时的距离叫。用数学描述距离与周年视差的关系为，其中以为单位，以为单位。[7]
分光视差法
分光视差法是利用恒星光谱中某些谱线的强度比和绝对星等的线性经验关系，即由测定一些谱线对的强度比求绝对星等，进而求出距离，这种方法叫分光视差法。[7]
常用的光谱线对有：一次电离锶线与中性铁线谱线的强度比，即；此外还有；和等线对。[7]
为了定标，先选取一批已知三角视差的恒星，并知道它们的绝对星等。以M作为纵坐标，谱线对的强度比为横坐标，绘图求出直线的截距和斜率，或利用最小二乘法求出直线的截距和斜率，则有，；求出系数与后，对一些可以测定谱线强度比的恒星就可以求出绝对星等了，再通过观测它的视星等，最终可求出恒星的距离。[7]
星团视差法
移动星团的成员星都具有相同的空间速度。由于透视作用，它们的自行会聚于天球上一点或从某点向外发散，该点称“辐射点”。知道辐射点的位置，并从观测得到个成员星的自行和视向速度，该星团的平均周年视差为其中，为第颗星和辐射点的角距离。[35]
造父视差法
中国古星名中的造父——就是仙王座的δ星。造父一是颗变星，它的亮度随时间做周期性的变化，这一周期称做“光变周期”。距离地球最近的造父变星是北极星，三角视差法和分光视差法都无法测定它们的距离。[36]
造父变星的周光关系对于测定遥远天体的距离很有意义。利用它可以比较准确地确定球状星团和河外星系的距离。在许多球状星团和河外星系中，发现有造父变星，用照相方法定出这些造父变星的光度曲线和光变周期，利用周光关系求出它们的平均绝对星等，再结合视星等就可以求出其距离来。由这种方法定出的视差称为造父视差法。[36]
谱线红移测距法
谱线红移测距法是20世纪初被发展起来的测量天体距离的方法。天文学家通过观测发现，除少数几个较近星系外，所有星系的光谱都有红移现象，即观测到的谱线比实验室测知的相应谱线的波长长，向光谱的红端移动，这种现象称为红移（），即。式中，为谱线原来的波长，为红移后的波长。天体的红移与速度的关系为或者。式中，是天体的运动速度，为光速。当天体的运动速度时，上式可化简为。[8]
1929年，美国天文学家哈勃（E.P.Hubble）[37]通过观测大量河外星系发现，星系距我们越远，其谱线红移量越大，并指出天体的退行速度与距离的关系为。式中，是天体的运动速度，为光速；为天体的距离，为哈勃常数，在的范围内取值，一般取，这就是著名的哈勃关系。根据上式，只要测出河外星系谱线的红移量，便可算出星系的距离。用谱线红移法可以测定更大范围的距离，远达百亿光年。[8]
举例
光年
量度天体距离的单位。光年等于光在真空中年所走的距离。真空中光速为千米/秒。光年约等于亿千米。以光年作单位通常用来量度宇宙中较大的距离尺度，并可表示光跨越该距离所需的时间。[5]
秒差距
天文学中测长度单位，即天体之间的距离单位。观测者从一恒星看地球轨道半径所张的角度为秒时，该恒星和太阳之间的距离称为“弧度秒”（以弧度表示秒）。秒差距是天文单位所张的角度为弧度秒的距离，根据国际天文学联合会决定，自1984年起采用：。[6][48]
换算关系
天文单位[2]
光秒天文单位[49]
光年天文单位[5]秒差距天文单位[6]
参考资料 49
- 参考 1
- The IAU and astronomical units — International Astronomical Union
- The astronomical units — The IAU and astronomical units. International Astronomical Union
- ASTRONOMICAL CONSTANTS — archive
- 光年 — 中国大百科全书
- 参考 6
- 参考 7
- 参考 8
- 哥本哈根气候会议的科学解读 — 中国科普博览
- 参考 10
- XVIth General Assembly Grenoble, France 1976 — International Astronomical Union
- 参考 12
- 参考 13
- 参考 14
- 参考 15
- 参考 16
- 参考 17
- http://www.dioi.org/vols/we0.pdf
- 参考 19
- 参考 20
- 参考 21
- 参考 22
- 参考 23
- 参考 24
- 参考 25
- 参考 26
- https://web.archive.org/web/20091119120911/http://www.dsellers.demon.co.uk/venus/ven_ch8.htm
- 参考 28
- 参考 29
- 参考 30
- 参考 31
- astronomical unit — BIPM metrology portal
- Le Système international d'unités(SI brochure) — bipm
- 参考 34
- 参考 35
- 参考 36
- 参考 37
- 月球 — 中国大百科全书
- 水星 — 中国大百科全书
- 金星 — 中国大百科全书
- 参考 41
- 木星 — 中国大百科全书
- 土星 — 中国大百科全书
- 天王星 — 中国大百科全书
- 参考 45
- 柯伊伯带 — 中国大百科全书
- 海王星 — 中国大百科全书
- 秒差距 — 中国大百科全书
- 参考 49