Unité astronomique - Astronomical unit


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unité astronomique
unit.png astronomique
La ligne grise indique la distance Terre-Soleil, qui est en moyenne d'environ 1 unité astronomique.
informations générales
Système d'unité Système d'unités astronomiques
(en usage avec le SI)
Unité de longueur
symbole au, ua ou AU 
conversions
1 au, ua ou AU en ... ... est égal à ...
   métriques ( SI ) d' unités    149 597 870 700  m
   impériales  et  américaines  unités    9.2956 × 10 7  mi
   unités astronomiques    4,8481 × 10 -6  pc
    1,5813 × 10 -5  ly

L' unité astronomique (symbole: au, ua ou UA) est une unité de longueur , à peu près la distance de la Terre au DIM. . Cependant, cette distance varie de la Terre tourne autour du Soleil, d'un maximum ( aphélie ) au minimum ( périhélie ) et à nouveau une fois par an. Conçu à l' origine comme la moyenne des aphélie et périhélie de la Terre, depuis 2012 , il a été défini comme exactement 149 597 870 700 mètres ou environ 150 millions de kilomètres (93 millions de miles). L'unité astronomique est principalement utilisé pour mesurer les distances dans le système solaire ou autour d' autres étoiles. Cependant, il est également un élément fondamental dans la définition d' une autre unité de longueur astronomique, le parsec .

Histoire de l'utilisation du symbole

Une variété de symboles et abréviations unitaires ont été utilisés pour l'unité astronomique. Dans une résolution 1976, l' Union astronomique internationale (UAI) a utilisé le symbole A pour l'unité astronomique. Dans la littérature astronomique, le symbole de l' UA était (et reste) commun. En 2006, le Bureau international des poids et mesures (BIPM) recommandé ua comme le symbole de l'unité. Dans l'annexe non normative C à la norme ISO 80000-3 (2006), le symbole de l'unité astronomique est « ua ». En 2012, l'UAI, faisant remarquer « que divers symboles sont actuellement utilisés pour l'unité astronomique », a recommandé l'utilisation du symbole « au ». En 2014 la révision de la brochure sur le SI, le BIPM a utilisé le symbole unité « au ».

Développement de la définition de l'unité

L'orbite de la Terre autour du Soleil est une ellipse . L' axe des demi-grand de cette orbite elliptique est définie comme étant la moitié de la ligne droite segment de droite qui joint le aphélie . Le centre du Soleil se trouve sur ce segment de ligne droite, mais pas à son milieu. Parce que les ellipses sont des formes bien compris, la mesure des points de ses extrêmes définies mathématiquement la forme exacte, et fait des calculs possibles pour toute l'orbite ainsi que des prédictions basées sur l' observation. De plus, il mappée exactement la plus grande distance en ligne droite que la Terre traverse au cours d'une année, en définissant les temps et les lieux pour observer la plus grande parallaxe (des changements apparents de la situation) dans les étoiles proches. Le changement de la Terre et Omniscient le changement d'une étoile a permis la distance de l'étoile à calculer. Mais toutes les mesures sont soumises à un certain degré d'erreur ou d' incertitude, et les incertitudes sur la longueur de l'unité astronomique augmenté que les incertitudes sur les distances stellaires. L' amélioration de la précision ont toujours été une clé pour améliorer la compréhension astronomique. Tout au long du XXe siècle, les mesures sont devenues de plus en plus précis et sophistiqué, et de plus en plus dépendante de l' observation précise des effets décrits par Einstein la théorie de la relativité et sur les outils mathématiques qu'il a utilisés.

L' amélioration des mesures ont été continuellement vérifiées et recoupées au moyen d' une meilleure compréhension des lois de la mécanique céleste , qui régissent les mouvements des objets dans l' espace. Les positions attendues et les distances des objets à un temps établi sont calculées (en UA) à partir de ces lois, et assemblés en un ensemble de données appelé un éphémérides . NASA de Jet Propulsion Laboratory Système HORIZONS fournit l' un des services de calcul des éphémérides.

En 1976, afin d'établir une mesure encore plus précise pour l'unité astronomique, l'UAI formellement adopté une nouvelle définition . Bien que directement sur la base des mesures d' observation, la définition alors plus disponibles a été refondu en fonction des meilleurs alors dérivations mathématiques de la mécanique céleste et éphémérides planétaires. Elle a déclaré que « l'unité astronomique de longueur que la longueur ( A ) pour laquelle la constante de gravitation gaussienne ( k ) prend la valeur 0,017 202 098 95 lorsque les unités de mesure sont des unités astronomiques de longueur, la masse et le temps ». De manière équivalente, par cette définition, une UA est « le rayon de l'orbite circulaire non perturbée newtonien autour du soleil d'une particule ayant une masse infinitésimale, se déplaçant avec une fréquence angulaire de 0.017 202 098 95  radians par jour »; ou en variante , que la longueur pour laquelle la constante de gravitation heliocentric (le produit G M ) est égale à ( 0,017 202 098 95 ) 2  AU 3 / d 2 , lorsque la longueur est utilisé pour décrire les positions des objets dans le système solaire.

Explorations ultérieures du système solaire par les sondes spatiales ont permis d'obtenir des mesures précises des positions relatives des planètes intérieures et d' autres objets au moyen d' un radar et de la télémétrie . Comme avec toutes les mesures radar, ceux - ci reposent sur la mesure du temps nécessaire pour que les photons se refléter d'un objet. Parce que tous les photons se déplacent à la vitesse de la lumière dans le vide, une constante fondamentale de l'univers, la distance d'un objet à partir de la sonde est calculée comme le produit de la vitesse de la lumière et du temps mesuré. Cependant, la précision des calculs nécessitent un ajustement pour des choses telles que les mouvements de la sonde et de l' objet alors que les photons transitent. En outre, la mesure du temps lui - même doit être traduit à une échelle standard qui tient compte de la dilatation relativiste du temps. La comparaison des positions d'éphémérides avec des mesures de temps exprimées dans le TDB échelle conduit à une valeur pour la vitesse de la lumière en unités astronomiques par jour (de 86 400  s ). En 2009, l'UAI a mis à jour ses mesures standard pour tenir compte des améliorations et calculer la vitesse de la lumière à 173,144 632 6847 (69) AU / d (TDB).

En 1983, le Comité international des poids et mesures (CIPM) a modifié le Système international d'unités (SI, système métrique ou « moderne ») pour rendre le compteur défini comme la distance parcourue dans le vide par la lumière dans 1/299792458 secondes. Cette définition a remplacé la précédente, valable entre 1960 et 1983, ce qui était que le compteur égalait un certain nombre de longueurs d'onde d'une certaine ligne d'émission de krypton-86. (La raison de ce changement est une méthode améliorée de mesure de la vitesse de la lumière.) La vitesse de la lumière pourrait alors être exprimée exactement comme c 0 = 299 792 458  m / s , une norme a également adopté par les IERS normes numériques. De cette définition et la norme 2009 de l' AIU, le temps de la lumière pour traverser une Union africaine se trouve être τ A = 499,004 783 8061 ± 0,000 000 01  s , plus de 8 minutes. Par la multiplication, la meilleure estimation 2009 de l' AIU est A  = c 0 τ A  = 149 597 870 700 ± 3 m , sur la base d' une comparaison des JPL et IAA-RAS éphémérides.

En 2006, le BIPM fait état d' une valeur de l'unité astronomique 1,495 978 706 91 (6) × 10 11  m . Lors de la révision 2014 de l'IS Brochure, le BIPM reconnu 2012 l'UAI redéfinition de l'unité astronomique 149 597 870 700  m . soit une augmentation de 9 mètres.

Cette estimation était encore tirée de l' observation et des mesures soumises à l' erreur, et basée sur des techniques qui ne sont pas encore normalisent tous les effets relativistes, et donc ne sont pas constantes pour tous les observateurs. En 2012, constatant que l'égalisation de la relativité seule rendrait la définition trop complexe, l'UAI a simplement utilisé l'estimation de 2009 pour redéfinir l'unité astronomique comme une unité classique de longueur directement liée au compteur (exactement 149 597 870 700  m ). La nouvelle définition reconnaît également comme conséquence que l'unité astronomique est maintenant à jouer un rôle d' une importance réduite, limitée dans son utilisation à celle d'une commodité dans certaines applications.

Une unité astronomique   = 149 597 870 700 mètres (exactement)
92,955 807 millions de miles
499.004 secondes-lumière
4,848 1 368 millionièmes ( 4,848 1368 × 10 -6 ) d'un parsec
15,812 507 millionièmes ( 15,812 507 × 10 -6 ) d'une année-lumière

Cette définition fait la vitesse de la lumière, définie comme étant exactement 299 792 458  m / s , égale à exactement 299 792 458  x  86 400  ÷  149 597 870 700 ou d' environ 173,144 632 674 240 AU / d, environ 60 parties par billion inférieure à la estimation 2009.

Utilisation et signification

Avec les définitions utilisées avant 2012, l'unité astronomique était dépendante de la constante de gravitation heliocentric , qui est le produit de la constante gravitationnelle G et la masse solaire M . Ni G , ni M peuvent être mesurés à haute précision séparément, mais on connaît la valeur de leur produit très précisément d'observer les positions relatives des planètes ( la troisième loi de Kepler exprimée en termes de la gravitation newtonienne). Seul le produit est nécessaire pour calculer les positions planétaires pour un éphémérides , donc éphémérides sont calculées en unités astronomiques et non en unités SI.

Le calcul des éphémérides nécessite également une prise en compte des effets de la relativité générale . En particulier, les intervalles de temps mesurés sur la surface de la Terre ( temps terrestre , TT) ne sont pas constantes par rapport aux mouvements des planètes: la seconde terrestre (TT) semble être plus au cours de l'hiver dans l' hémisphère Nord et plus court au cours de l'été dans l' hémisphère Nord quand par rapport à la « deuxième planétaire » (classiquement mesurée en temps dynamique barycentrique , TDB). En effet , la distance entre la Terre et le Soleil est pas fixe (il varie entre 0,983 289 8912 et 1.016 710 3335  AU ) et, quand la Terre est plus proche du Soleil ( périhélie ), le champ gravitationnel du Soleil est plus forte et la Terre se déplace plus vite le long de sa trajectoire orbitale . Dès que l'appareil est défini en termes de la seconde et la vitesse de la lumière est constante pour tous les observateurs, le compteur terrestre semble changer de longueur par rapport au « mètre planétaire » sur une base périodique.

Le compteur est défini comme une unité de bonne longueur , mais la définition de l' IS ne spécifie pas le tenseur métrique à utiliser pour la déterminer. En effet, le Comité international des poids et mesures (CIPM) note que « sa définition applique que dans une étendue spatiale suffisamment faible qui peut être ignoré les effets de la non-uniformité du champ de gravitation ». En tant que tel, le compteur est indéfinie aux fins de mesurer des distances dans le système solaire. La définition 1976 de l'unité astronomique était incomplète , car elle n'a pas précisé le cadre de référence dans lequel le temps est à mesurer, mais prouvé pratique pour le calcul des éphémérides: une définition plus complète qui soit compatible avec la relativité générale a été proposée, et « vigoureuse débat » a suivi jusqu'en Août 2012 , lorsque l'UAI a adopté la définition actuelle de 1 unité astronomique = 149 597 870 700 mètres .

L'unité astronomique est généralement utilisé pour le système stellaire distances à l'échelle, telles que la taille d'un disque protostellaire ou la distance heliocentric d'un astéroïde, tandis que les autres unités sont utilisées pour d' autres distances en astronomie . L'unité astronomique est trop petit pour être pratique pour des distances interstellaires, où le parsec et la lumière ans sont largement utilisés. Le parsec (parallaxe arcsecond) est défini en termes de l'unité astronomique, étant la distance d'un objet avec une parallaxe de 1 seconde d' arc . La lumière ans est souvent utilisé dans les œuvres populaires, mais pas une unité non-SI approuvé et est rarement utilisé par les astronomes professionnels.

Lors de la simulation d' un modèle numérique du système solaire , l'unité astronomique fournit une échelle appropriée qui minimise ( débordement , sousverse et troncature erreurs) en virgule flottante calculs.

L'histoire

Selon Archimède dans le Sandreckoner (2.1), Aristarque de Samos estime la distance au Soleil soit 10 000 fois le rayon de la Terre (la valeur vraie est d' environ 23 000 ). Cependant, le livre sur les tailles et distances du Soleil et la Lune , qui a été attribuée à Aristarque, longtemps dit qu'il calcule la distance du Soleil à être entre 18 et 20 fois la distance par rapport à la Lune , alors que le vrai rapport est A propos de 389,174. Cette dernière estimation était basée sur l'angle entre la demi - lune et le Soleil, dont il a estimé que 87 ° (la valeur réelle étant proche de 89,853 °). En fonction de la distance que Van Helden assume Aristarque utilisé pour la distance de la Lune, sa distance calculée au Soleil se situerait entre 380 et 1520 rayons de la Terre.

Selon Eusèbe de Césarée dans le Praeparatio Evangélique (Livre XV, chapitre 53), Eratosthène trouvé la distance du Soleil à être « σταδιων μυριαδας τετρακοσιας και οκτωκισμυριας » (littéralement « de stadimétriques myriades 400 et 80 000 ») , mais avec la note complémentaire que , dans le texte grec l' accord grammatical est entre myriades (pas stadimétriques ) d'une part , et à la fois 400 et 80 000 sur l'autre, comme en grec, contrairement à l' anglais, les trois (ou les quatre si l' on devait inclure stadimétriques ) mots sont infléchies . Cela a été traduit soit en 4 080 000 stades (1903 traduction par Edwin Hamilton Gifford ), ou que 804 000 000 stades (édition de des Places » , daté 1974-1991). L' utilisation du stade grec de 185 à 190 mètres, l'ancien traduction vient à 754 800  km à 775 200  km , ce qui est beaucoup trop faible, alors que la deuxième traduction vient de 148,7 à 152,8 millions de kilomètres (précises à moins de 2%). Hipparque a également donné une estimation de la distance de la Terre du Soleil, cité par Pappus égale à 490 rayons terrestres. d' après les reconstructions conjecturales de Noel Swerdlow et GJ Toomer , c'est dérivé de son hypothèse d'un « moins sensible » parallaxe solaire de 7 minutes d'arc.

Un traité mathématique chinois, le Zhoubi Suanjing (c. De 1er siècle avant JC), montre comment la distance du Soleil peut être calculé géométriquement, en utilisant les différentes longueurs des ombres Noontime observées à trois endroits 1000 li dehors et l'hypothèse que la Terre est plate .

Distance au Soleil
estimée par
Estimation dans l'Union africaine
solaire
parallaxe
Terre
rayons
Archimedes (3e siècle avant notre ère)
(dans le sable Reckoner )
40 " 10 000 0,426
Aristarque (3e siècle avant notre ère)
(en sur les tailles et distances )  
- 380- 1520 0,016 à 0,065
Hipparque (2ème siècle avant notre ère) 7' 490 0,021
Posidonius (1er siècle avant JC)
(cité par même âge Cleomedes )
- 10 000 0,426
Ptolémée (2e siècle) 2 '50 " 1210 0,052
Godefroy Wendelin (1635) 15 " 14 000 0,597
Jeremiah Horrocks (1639) 15 " 14 000 0,597
Christiaan Huygens (1659) 8.6 " 24 000 1,023
Cassini & Richer (1672) 9 une / deux " 21 700 0,925
Jérôme Lalande (1771) 8.6 " 24 000 1,023
Simon Newcomb (1895) 8,80 " 23 440 0,9994
Arthur Hinks (1909) 8,807 " 23 420 0,9985
H. Spencer Jones (1941) 8.790 " 23 466 1,0005
moderne astronomie 8,794 143 " 23 455 1,0000

Dans le 2ème siècle CE, Ptolémée a estimé que la distance moyenne du Soleil en 1210 fois le rayon de la Terre . Pour déterminer cette valeur, Ptolémée a commencé par la mesure de la parallaxe de la Lune, trouver ce qui équivalait à une parallaxe lunaire horizontale de 1 ° 26 ', ce qui était beaucoup trop grand. Il a ensuite tiré à une distance lunaire maximum de 64 1 / 6  rayons de la terre. En raison de l' annulation des erreurs dans sa figure parallaxe, sa théorie de l'orbite de la Lune, et d' autres facteurs, ce chiffre était à peu près correcte. Il a alors mesuré les dimensions apparentes du Soleil et de la Lune et a conclu que le diamètre apparent du Soleil était égal au diamètre apparent de la Lune à plus grande distance de la Lune, et à partir des dossiers des éclipses lunaires, il a estimé ce diamètre apparent, comme ainsi que le diamètre apparent du cône d'ombre de la Terre traversée par la Lune lors d' une éclipse lunaire. Compte tenu de ces données, la distance du Soleil de la Terre peut être trigonométrique calculée pour être 1210 rayons de la Terre. Cela donne un rapport de l' énergie solaire à la distance lunaire d'environ 19, correspondant à la figure de qu'Aristarque. Bien que la procédure de Ptolémée est théoriquement réalisable, il est très sensible aux petits changements dans les données, si bien que la modification d' une mesure par quelques pour cent peut rendre la distance infinie solaire.

Après l' astronomie grecque a été transmise au monde islamique médiéval, les astronomes ont fait quelques changements à modèle cosmologique de Ptolémée, mais n'a pas changé considérablement son estimation de la distance Terre-Soleil. Par exemple, dans son introduction à l' astronomie ptolémaïque, al-Farghani a donné une distance moyenne solaire de 1170 rayons de la Terre, alors que dans son zij , al-Battani utilisé une distance solaire moyenne de 1108 rayons de la Terre. Astronomes ultérieurs, tels que Al-Bīrūnī , utilisés des valeurs similaires. Plus tard , en Europe, Copernic et Tycho Brahe aussi comparables (chiffres utilisés 1142 et 1150 rayons de la Terre), et si la distance Terre-Soleil approximative de Ptolémée ont survécu à travers le 16ème siècle.

Johannes Kepler a été le premier à se rendre compte que l'estimation de Ptolémée doit être beaucoup trop faible (selon Kepler, au moins par un facteur de trois) dans ses tableaux rudolphines (1627). Les lois du mouvement planétaire de Kepler a permis aux astronomes de calculer les distances relatives des planètes du Soleil, et ravivé l' intérêt pour mesurer la valeur absolue de la Terre (qui pourrait ensuite être appliqué aux autres planètes). L'invention du télescope a permis des mesures beaucoup plus précises des angles que ce qui est possible à l'œil nu. Astronome flamand Godefroy Wendelin les mesures répétées Aristarque de 1635, et a constaté que la valeur de Ptolémée était trop faible par un facteur d'au moins onze ans.

On peut obtenir une estimation un peu plus précis en observant le passage de Vénus . En mesurant le transit dans deux endroits différents, on peut calculer avec précision la parallaxe de Vénus et de la distance relative de la Terre et de Vénus du Soleil, la parallaxe solaire α (qui ne peut être mesurée directement en raison de la luminosité du Soleil). Jeremiah Horrocks avait tenté de produire une estimation basée sur son observation du transit 1639 (publié en 1662), ce qui donne une parallaxe solaire de 15 secondes d' arc , semblable à la figure de Wendelin. La parallaxe solaire est liée à la distance Terre-Soleil telle que mesurée dans les rayons de la Terre par

Plus la parallaxe solaire, plus la distance entre le Soleil et la Terre: une parallaxe solaire de 15" est équivalente à une distance Terre-Soleil de 13 750 rayons terrestres.

Christiaan Huygens croyait que la distance était encore plus: en comparant les dimensions apparentes de Vénus et Mars , il a estimé une valeur d'environ 24 000 rayons terrestres, ce qui équivaut à une parallaxe solaire de 8,6" Bien que l'estimation de Huygens est remarquablement proche des valeurs modernes. , il est souvent écartée par les historiens de l' astronomie en raison des nombreux non prouvées (et incorrectes) des hypothèses qu'il a dû faire pour sa méthode de travail, la précision de sa valeur semble reposer davantage sur la chance que bonne mesure, avec ses diverses erreurs d' annulation les uns les autres.

Les transits de Vénus à travers le visage du Soleil ont été, pendant longtemps, la meilleure méthode de mesure de l'unité astronomique, en dépit des difficultés (ici, le soi-disant « effet de goutte noire ») et la rareté des observations.

Jean Richer et Giovanni Domenico Cassini ont mesuré la parallaxe de Mars entre Paris et Cayenne en Guyane française quand Mars était à son plus proche de la Terre en 1672. Ils sont arrivés à un chiffre pour la parallaxe solaire de 9 1 / 2  », ce qui équivaut à un Terre- distance soleil d'environ 22 000 rayons de la Terre. Ils ont également été les premiers astronomes d'avoir accès à une valeur précise et fiable pour le rayon de la Terre, qui avait été mesurée par leur collègue Jean Picard en 1669 que 3269 mille toises . un autre collègue, Ole Romer , a découvert le fini vitesse de la lumière en 1676: la vitesse était si grande qu'il était généralement cité comme le temps nécessaire à la lumière de voyager du Soleil à la Terre, ou « temps de lumière par unité de distance », une convention qui est encore suivie par les astronomes d' aujourd'hui.

Une meilleure méthode d'observation des transits de Vénus a été conçu par James Gregory et publié dans son Optica Promata (1663). Il a été fortement préconisée par Edmond Halley et a été appliqué aux transits de Vénus observée en 1761 et 1769, puis à nouveau en 1874 et 1882. Les transits de Vénus se produisent par paires, mais moins d'une paire tous les siècles, et en observant les transits en 1761 et 1769 était une opération scientifique internationale sans précédent y compris les observations de James Cook et Charles Green de Tahiti. En dépit de la guerre de Sept Ans , des dizaines d'astronomes ont été dépêchés sur les points d' observation à travers le monde à grands frais et le danger personnel: plusieurs d'entre eux sont morts dans l'effort. Les différents résultats ont été rassemblés par Jérôme Lalande pour donner un chiffre pour la parallaxe solaire de 8,6 ".

Rendez-vous amoureux Méthode A / Gm Incertitude
1895 aberration 149,25 0,12
1941 parallaxe 149,674 0,016
1964 radar 149.5981 0,001
1976 télémétrie 149,597 870 0.000 001
2009 télémétrie 149,597 870 700 0,000 000 003

Un autre procédé implique la détermination de la constante d' aberration . Simon Newcomb a donné une grande importance à cette méthode lors du calcul de sa valeur largement acceptée de 8,80 "pour la parallaxe solaire (proche de la valeur moderne de 8,794 143 "), bien que Newcomb également utilisé les données des transits de Vénus. Newcomb a également collaboré avec A. A. Michelson pour mesurer la vitesse de la lumière avec des équipements à base de la Terre; combinée avec la constante d'aberration (qui est liée à la fois la lumière par unité de distance), ce qui a donné la première mesure directe de la distance Terre-Soleil en kilomètres. La valeur de Newcomb pour la parallaxe solaire (et de la constante de l' aberration et la constante gravitationnelle gaussienne ) ont été incorporées dans le premier système international de constantes astronomiques en 1896, qui est resté en place pour le calcul des éphémérides jusqu'en 1964. Le nom « unité astronomique » apparaît d' abord avoir été utilisé en 1903.

La découverte de l' astéroïde géocroiseur 433 Eros et son passage près de la Terre en 1900-1901 ont permis une amélioration considérable de la mesure de parallaxe. Un autre projet international visant à mesurer la parallaxe de 433 Eros a été entreprise en 1930-1931.

mesures radar directes des distances à Vénus et Mars sont devenus disponibles au début des années 1960. Avec des mesures améliorées de la vitesse de la lumière, ceux-ci ont montré que les valeurs de Newcomb pour la parallaxe solaire et la constante d'aberration étaient incompatibles avec l'autre.

développements

L' unité astronomique est utilisée comme ligne de base du triangle pour mesurer parallaxes stellaires (distances de l'image ne sont pas à l' échelle) .

La distance de l' unité A (la valeur de l'unité astronomique en mètres) peut être exprimée en termes d'autres constantes astronomiques :

G est la constante de gravitation newtonienne , M est la masse solaire , k est la valeur numérique de la constante gravitationnelle gaussienne et D est la période de temps d'une journée. La masse Sun perd constamment en rayonnant loin d' énergie, de sorte que les orbites des planètes sont en constante expansion vers l' extérieur du Soleil Cela a conduit à des appels d'abandonner l'unité astronomique comme une unité de mesure.

Comme la vitesse de la lumière a une valeur définie exacte en unités SI et la constante gravitationnelle gaussienne k est résolu dans le système astronomique d'unités , la mesure du temps de lumière par unité de distance est exactement équivalente à la mesure du produit G M en unités SI. Par conséquent, il est possible de construire éphémérides entièrement en unités SI, qui est de plus en plus la norme.

Une analyse 2004 des mesures radiométriques dans le système solaire interne a suggéré que l' augmentation séculaire de la distance de l' unité était beaucoup plus grande que ce qui peut être pris en compte par le rayonnement solaire, + 15 ± 4 mètres par siècle.

Les mesures des variations séculaires de l'unité astronomique ne sont pas confirmées par d'autres auteurs et sont très controversées. En outre, depuis 2010, l'unité astronomique n'a pas été estimée par les éphémérides planétaires.

Exemples

Le tableau ci-dessous contient des distances données dans les unités astronomiques. Il comprend quelques exemples avec des distances qui ne sont normalement pas données en unités astronomiques, parce qu'ils sont trop courts ou trop longtemps. Les distances changent normalement au fil du temps. Des exemples sont donnés par la distance.

Objet Longueur ou de la distance (UA) Intervalle Commentaire et point de référence refs
Light-secondes 0,002  - la lumière se déplace à distance en une seconde -
la distance lunaire 0,0026 - la distance moyenne de la Terre (dont les missions Apollo ont pris environ 3 jours pour voyager) -
rayon solaire 0,005  - rayon du Soleil ( 695 500  km , 432 450  mi , cent fois le rayon de la Terre ou dix fois le rayon moyen de Jupiter) -
Lumière minutes 0,12   - la lumière se déplace à distance en une minute -
Mercure 0,39   - la distance moyenne du Soleil -
Vénus 0,72   - la distance moyenne du Soleil -
Terre 1.00   - la distance moyenne de l'orbite de la Terre du Soleil ( la lumière du soleil se déplace pendant 8 minutes et 19 secondes avant d' atteindre la Terre) -
Mars 1,52   - la distance moyenne du Soleil -
Light-heure 7.2    - la lumière de distance parcourue en une heure -
ceinture de Kuiper 30      - bord intérieur commence à environ 30 UA
Lumière jour 173      - la lumière se déplace à distance en un jour -
Année-lumière 63 241      - la lumière de distance parcourue en une année julienne (365,25 jours) -
nuage de Oort 75 000      ± 25 000 distance de la limite extérieure du nuage Oort du Soleil (estimée, correspond à 1,2 années-lumière) -
Parsec 206 265      - une parsec (Le parsec est défini en termes de l'unité astronomique, est utilisé pour mesurer les distances au - delà de la portée du système solaire et est d' environ 3,26 années-lumière).
Proxima Centauri 268 000      ± 126 la distance à l'étoile la plus proche du système solaire -
Centre galactique 1 700 000 000      - distance du Soleil au centre de la Voie Lactée -
Note: Les chiffres de ce tableau sont généralement arrondis, les estimations, les estimations souvent approximatives et peuvent varier considérablement d'autres sources. Le tableau comprend également d'autres unités de longueur pour la comparaison.

Voir également

Références

Pour en savoir plus

Liens externes