Astronomik birimi - Astronomical unit

Bu makale uzunluk birimi hakkındadır. Sabit değerler için bkz. astronomik sabit. Astronomideki birimler için bkz. astronomik birimler sistemi.

Astronomik birimi
Astronomical unit.png
Gri çizgi, ortalama olarak yaklaşık 1 astronomik birim olan Dünya-Güneş mesafesini gösterir.
Genel bilgi
Birim sistemiAstronomik birim sistemi
(SI ile kullanım için kabul edilmiştir)
Birimiuzunluk
Sembolau veya AU
Dönüşümler
1 au veya AU içinde ...... eşittir ...
   metrik (Sİ ) birimler   1.495978707×1011 m
   imparatorluk  & BİZE birimleri   9.2956×107 mi
   astronomik birimler   4.8481×10−6 pc
   1.5813×10−5 ly

Astronomik birimi (sembol: au,[1][2][3] veya AU) bir uzunluk birimi kabaca uzaklık Dünya için Güneş ve yaklaşık 150 milyon kilometreye (93 milyon mil) eşittir. Gerçek mesafe, Dünya'nın Güneş'in etrafında dönmesi ile maksimumdan (aphelion ) minimuma (günberi ) ve her yıl bir kez geri dönün. AU başlangıçta Dünya'nın aphelion ve günberi değerlerinin ortalaması olarak düşünülmüştür; ancak 2012'den beri tam olarak 149597870700 m.[4]

Astronomik birim, esas olarak içerisindeki mesafeleri ölçmek için kullanılır. Güneş Sistemi veya diğer yıldızların çevresinde. Aynı zamanda astronomik uzunluktaki başka bir birimin tanımında da temel bir bileşendir. Parsec.[5]

Sembol kullanım tarihi

Astronomik birim için çeşitli birim sembolleri ve kısaltmalar kullanılmaktadır. 1976 kararında, Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) sembolü kullanmıştı Bir astronomik birime eşit bir uzunluğu belirtmek için.[6] Astronomi literatüründe, AU sembolü yaygındı (ve hala). 2006 yılında Uluslararası Ağırlıklar ve Ölçüler Bürosu (BIPM) ünite için simge olarak ua'yı önermişti.[7] Normatif olmayan Ek C'de, ISO 80000-3: 2006, astronomik birimin sembolü "ua".

2012 yılında, IAU "astronomik birim için şu anda çeşitli sembollerin kullanıldığını" belirterek "au" sembolünün kullanılmasını tavsiye etti.[1] bilimsel dergiler tarafından yayınlandı Amerikan Astronomi Topluluğu ve Kraliyet Astronomi Topluluğu daha sonra bu sembolü benimsemiştir.[3][8] SI Broşürünün 2014 revizyonunda ve 2019 baskısında, BIPM "au" birim sembolünü kullandı.[9][10] ISO 80000-3: 2006'nın yerini alan ISO 80000-3: 2019, astronomik birimden bahsetmiyor.[11][12]

Birim tanımının geliştirilmesi

Ayrıca bakınız: Dünyanın yörüngesi

Dünyanın yörüngesi Güneşin etrafında bir elips. yarı büyük eksen bunun eliptik yörünge düzlüğün yarısı olarak tanımlanır çizgi segmenti Katılan günberi ve aphelion. Güneş'in merkezi bu düz çizgi parçası üzerindedir, ancak orta noktasında değildir. Elipsler iyi anlaşılmış şekiller olduğundan, uç noktalarının ölçülmesi tam şekli matematiksel olarak tanımladı ve tüm yörünge için olası hesaplamalar ve gözleme dayalı tahminler yaptı. Buna ek olarak, Dünya'nın bir yıl boyunca kat ettiği en büyük düz çizgi mesafesinin haritasını çıkararak, en büyüğü gözlemlemek için zaman ve yerleri tanımladı. paralaks (belirgin konum kaymaları) yakın yıldızlarda. Dünyanın değişimini ve bir yıldızın kaymasını bilmek, yıldızın mesafesinin hesaplanmasını sağladı. Ancak tüm ölçümler bir dereceye kadar hata veya belirsizliğe tabidir ve astronomik birimin uzunluğundaki belirsizlikler yalnızca yıldız mesafelerindeki belirsizlikleri artırmıştır. Hassasiyetteki iyileştirmeler her zaman astronomik anlayışı geliştirmenin anahtarı olmuştur. Yirminci yüzyıl boyunca, ölçümler giderek daha hassas ve karmaşık hale geldi ve tarafından tanımlanan etkilerin doğru gözlemine her zamankinden daha bağımlı hale geldi. Einstein 's görecelilik teorisi ve kullandığı matematiksel araçlar üzerine.

İyileştirme ölçümleri, yasaların daha iyi anlaşılması yoluyla sürekli olarak kontrol edildi ve çapraz kontrol edildi. gök mekaniği, uzaydaki nesnelerin hareketlerini yöneten. Nesnelerin belirlenen bir zamanda beklenen konumları ve mesafeleri bu yasalara göre hesaplanır (au cinsinden) ve bir veri koleksiyonu olarak toplanır. efemeris. NASA's Jet Tahrik Laboratuvarı HORIZONS Sistemi, birkaç efemeris hesaplama hizmetinden birini sağlar.[13]

1976'da, IAU, astronomik birim için daha kesin bir ölçü oluşturmak için resmi olarak yeni bir tanım kabul etti. Doğrudan o zamanlar mevcut olan en iyi gözlemsel ölçümlere dayanmasına rağmen, tanım, gök mekaniği ve gezegensel efemeridlerden o zamanın en iyi matematiksel türevleri açısından yeniden düzenlendi. "Astronomik uzunluk birimi bu uzunluktur (Bir) bunun için Gauss yerçekimi sabiti (k) değeri alır 0.01720209895 ölçü birimleri uzunluk, kütle ve zamanın astronomik birimleri olduğunda ".[6][14][15] Aynı şekilde, bu tanıma göre, bir au, "sonsuz küçük kütleye sahip bir parçacığın güneşi etrafındaki bozulmamış dairesel Newton yörüngesinin yarıçapıdır. açısal frekans nın-nin 0.01720209895 günlük radyan";[16] veya alternatif olarak günmerkezli yerçekimi sabiti (ürün GM☉) eşittir (0.01720209895)2 au3/ g2, Güneş Sistemindeki nesnelerin konumlarını tanımlamak için uzunluk kullanıldığında.

Güneş Sisteminin sonraki keşifleri tarafından uzay Araştırmaları göreceli konumlarının hassas ölçümlerini elde etmeyi mümkün kılmıştır. Iç gezegenler ve diğer nesneler vasıtasıyla radar ve telemetri. Tüm radar ölçümlerinde olduğu gibi, bunlar geçen süreyi ölçmeye dayanır. fotonlar bir nesneden yansıtılacak. Çünkü tüm fotonlar ışık hızı Evrenin temel bir sabiti olan vakumda, bir nesnenin sondadan uzaklığı, ışık hızının ve ölçülen sürenin ürünü olarak hesaplanır. Bununla birlikte, hassaslık için hesaplamalar, fotonlar geçiş halindeyken sondanın ve nesnenin hareketleri gibi şeylerin ayarlanmasını gerektirir. Ek olarak, zamanın kendisinin ölçümü, göreceli zaman genişlemesini açıklayan standart bir ölçeğe çevrilmelidir. Efemeris pozisyonlarının zaman ölçümleri ile karşılaştırılması Barycentric Dinamik Zaman (TDB), gün başına astronomik birimlerde ışık hızı için bir değere yol açar ( 86400 s). 2009 yılına kadar IAU, iyileştirmeleri yansıtmak için standart önlemlerini güncelledi ve ışık hızını hesapladı. 173.1446326847(69) au / gün (TDB).[17]

1983'te CIPM, Uluslararası Birimler Sistemi (SI veya "modern" metrik sistem) metreyi, bir vakumda ışığın 1 /299792458 ikinci. Bu, 1960 ve 1983 yılları arasında geçerli olan, metrenin belirli bir kripton-86 emisyon çizgisinin belirli bir dalga boyuna eşit olduğu önceki tanımın yerini aldı. (Değişikliğin nedeni, ışık hızını ölçmek için geliştirilmiş bir yöntemdi.) Işık hızı daha sonra tam olarak şöyle ifade edilebilirdi. c0 = 299792458 Hanımtarafından da benimsenen bir standart IERS sayısal standartlar.[18] Bu tanımdan ve 2009 IAU standardından, ışığın bir astronomik birimi geçme süresinin τBir = 499.0047838061±0.00000001 s, bu 8 dakika 19 saniyeden biraz fazladır. Çarpma ile, en iyi IAU 2009 tahmini Bir = c0τBir = 149597870700±3 m,[19] Jet Tahrik Laboratuvarı karşılaştırmasına dayanmaktadır ve IAA – RAS efemeridler.[20][21][22]

2006'da BIPM, astronomik birimin değerini şöyle bildirdi: 1.49597870691(6)×1011 m.[7] SI Broşürünün 2014 revizyonunda BIPM, IAU'nun 2012'de astronomik birimi yeniden tanımladığını kabul etti: 149597870700 m.[9]

Bu tahmin yine de gözlem ve hataya tabi ölçümlerden türetildi ve henüz tüm göreli etkileri standartlaştırmayan ve bu nedenle tüm gözlemciler için sabit olmayan tekniklere dayanıyordu. 2012'de, göreliliğin eşitlenmesinin tek başına tanımı aşırı derecede karmaşık hale getireceğini bulan IAU, astronomik birimi doğrudan metreye bağlı geleneksel bir uzunluk birimi olarak yeniden tanımlamak için 2009 tahminini kullandı. 149597870700 m).[19][23] Yeni tanım aynı zamanda astronomik birimin artık kullanım açısından bazı uygulamalarda kolaylık sağlamakla sınırlı olan azaltılmış bir öneme sahip bir rol oynayacağını da kabul etmektedir.[19]

1 astronomik birim= 149597870700 metre (kesinlikle)
≈ 92955807 mil
≈ 499.00478384 ışık saniyeleri
≈ 4.8481368×10−6 Parsecs
≈ 1.5812507×10−5 ışık yılları

Bu tanım, tam olarak tanımlanan ışık hızını 299792458 Hanımtam olarak eşit 299792458 × 86400 ÷ 149597870700 veya hakkında 173.144632674240 au / d, yaklaşık 60 parça / trilyon 2009 tahmininden daha az.

Kullanım ve önemi

2012 öncesi kullanılan tanımlarla astronomik birim, günmerkezli yerçekimi sabiti bu, ürünün ürünüdür yerçekimi sabiti, G, ve güneş kütlesi, M☉. Hiçbiri G ne de M☉ Ayrı ayrı yüksek doğrulukta ölçülebilir, ancak ürünlerinin değeri, gezegenlerin göreceli konumlarını gözlemleyerek çok kesin bir şekilde bilinir (Kepler'in Üçüncü Yasası Newton'un yerçekimi cinsinden ifade edilir). Bir efemeris için gezegen konumlarını hesaplamak için yalnızca ürün gereklidir, bu nedenle efemeridler SI birimlerinde değil astronomik birimlerde hesaplanır.

Efemeridlerin hesaplanması ayrıca aşağıdaki etkilerin dikkate alınmasını gerektirir: Genel görelilik. Özellikle, Dünya yüzeyinde ölçülen zaman aralıkları (Karasal Zaman, TT) gezegenlerin hareketleriyle karşılaştırıldığında sabit değildir: karasal saniye (TT), "gezegensel saniye" (geleneksel olarak TDB cinsinden ölçülür) ile karşılaştırıldığında, Ocak ayına yakın daha uzun ve Temmuz ayına yakın daha kısa görünmektedir. Bunun nedeni, Dünya ile Güneş arasındaki mesafenin sabit olmamasıdır ( 0.9832898912 ve 1.0167103335 au) ve Dünya Güneş'e daha yakın olduğunda (günberi ), Güneş'in yerçekimi alanı daha güçlüdür ve Dünya yörünge yolunda daha hızlı hareket etmektedir. Sayaç saniye cinsinden tanımlandığından ve ışık hızı tüm gözlemciler için sabit olduğundan, karasal ölçerin uzunluğu "gezegen metre" ile karşılaştırıldığında periyodik olarak değişiyor gibi görünüyor.

Metre, bir birim olarak tanımlanır uygun uzunluk, ancak SI tanımı, metrik tensör belirlenmesinde kullanılacak. Nitekim Uluslararası Ağırlıklar ve Ölçüler Komitesi (CIPM), "tanımının yalnızca yerçekimi alanının tekdüzeli olmamasının etkilerinin göz ardı edilebilecek kadar küçük bir uzamsal kapsam dahilinde geçerli olduğunu" belirtmektedir.[24] Bu nedenle, Güneş Sistemi içindeki mesafeleri ölçmek amacıyla sayaç tanımlanmamıştır. Astronomik birimin 1976 tanımı eksikti çünkü referans çerçevesi hangi zamanın ölçülecek olduğu, ancak efemeridlerin hesaplanması için pratik olduğu kanıtlandı: genel görelilik ile tutarlı daha kapsamlı bir tanım önerildi,[25] ve "şiddetli tartışmalar" başladı[26] IAU'nun 1 astronomik birimin mevcut tanımını benimsediği Ağustos 2012'ye kadar = 149597870700 metre.

Astronomik birim tipik olarak aşağıdakiler için kullanılır: yıldız sistemi bir protostellar diskin boyutu veya bir asteroidin heliosentrik mesafesi gibi ölçek mesafeleri, diğer birimler ise astronomide diğer mesafeler. Astronomik birim, yıldızlararası mesafeler için uygun olamayacak kadar küçüktür. Parsec ve ışık yılı yaygın olarak kullanılmaktadır. Parsek (paralaks arcsaniye ) astronomik birim cinsinden tanımlanır, bir nesnenin paralaks ile mesafesi 1″. Işık yılı genellikle popüler çalışmalarda kullanılır, ancak onaylanmış bir SI olmayan birim değildir ve profesyonel gökbilimciler tarafından nadiren kullanılır.[27]

Simüle ederken Güneş Sisteminin sayısal modeli astronomik birim, en aza indiren uygun bir ölçek sağlar (taşma, alttan taşma ve kesme ) hatalar kayan nokta hesaplamalar.

Tarih

Kitap Güneş ve Ay'ın Boyutları ve Mesafeleri Üzerine uzun zamandır atfedilen Aristarkus, Güneşe olan uzaklığı, güneşin 18 ila 20 katı arasında hesapladığını söylüyor. Aya uzaklık oysa gerçek oran yaklaşık 389.174. Son tahmin, arasındaki açıya dayanıyordu. yarım ay ve tahmin ettiği Güneş 87° (gerçek değerin yakın olması 89.853°). Van Helden'in Aristarchus'un Ay'a olan mesafe için kullandığını varsaydığı mesafeye bağlı olarak, Güneş'e olan hesaplanan mesafesi, 380 ve 1,520 Dünya yarıçapı.[28]

Göre Caesarea'lı Eusebius içinde Praeparatio Evangelica (Kitap XV, 53.Bölüm), Eratosthenes Güneşe olan mesafenin "σταδιων μυριαδας τετρακοσιας και οκτωκισμυριας" (kelimenin tam anlamıyla " Stadya sayısız 400 ve 80000″) ancak Yunanca metinde ek notla birlikte gramer anlaşması arasında sayısız (değil Stadya) bir yandan ve her ikisi de 400 ve 80000 diğer tarafta, Yunanca'da olduğu gibi, İngilizce'nin aksine, üçü de (veya biri dahil edilecekse dördü de Stadya) kelimeler bükülmüş. Bu ya şu şekilde çevrildi 4080000 Stadya (1903 çevirisi Edwin Hamilton Gifford ) veya as 804000000 Stadya (baskısı Édourad des Places [de ], 1974-1991 tarihli). 185 ila 190 metre arasındaki Yunan stadyumunu kullanarak,[29][30] eski çeviri geliyor 754800 km -e 775200 kmki bu çok düşüktür, ikinci çeviri ise 148,7 ila 152,8 milyon kilometre arasındadır (% 2 içinde doğru).[31] Hipparchus ayrıca Dünya'nın Güneş'ten uzaklığı hakkında bir tahmin verdi. Pappus 490 Dünya yarıçapına eşit olarak. Varsayımsal rekonstrüksiyonlara göre Noel Swerdlow ve G. J. Toomer Bu, onun "en az algılanabilir" solar paralaks varsayımından türetilmiştir. 7′.[32]

Çinli bir matematiksel inceleme, Zhoubi Suanjing (c. MÖ 1. yüzyıl), üç yerde gözlenen öğlen gölgelerinin farklı uzunluklarını kullanarak Güneş'e olan mesafenin geometrik olarak nasıl hesaplanabileceğini gösterir. 1,000 li ayrı ve Dünya'nın düz olduğu varsayımı.[33]

Güneşe Uzaklık
tarafından tahmin edildi		TahminAu'da
Güneş
paralaks		Dünya
yarıçap
Aristarkus (MÖ 3. yüzyıl)
(içinde Ölçüler ve Mesafeler Hakkında )  		–380–1,5200.016–0.065
Arşimet (MÖ 3. yüzyıl)
(içinde Kum Hesaplayıcısı )		40″100000.426
Hipparchus (MÖ 2. yüzyıl)7′4900.021
Posidonius (MÖ 1. yüzyıl)
(coeval tarafından alıntılanmıştır Cleomedes )		–100000.426
Batlamyus (2. yüzyıl)2' 50″1,2100.052
Godefroy Wendelin (1635)15″140000.597
Jeremiah Horrocks (1639)15″140000.597
Christiaan Huygens (1659)8.2″25086[34]1.068
Cassini & Daha zengin (1672)9.5″217000.925
Jérôme Lalande (1771)8.6″240001.023
Simon Newcomb (1895)8.80″234400.9994
Arthur Hinks (1909)8.807″234200.9985
H. Spencer Jones (1941)8.790″234661.0005
modern astronomi8.794143″234551.0000

MS 2. yüzyılda, Batlamyus Güneş'in ortalama mesafesini şu şekilde tahmin etti: 1,210 zamanlar Dünyanın yarıçapı.[35][36] Bu değeri belirlemek için Ptolemy, Ay'ın paralaksını ölçerek başladı ve çok büyük olan 1 ° 26 'yatay ay paralaksını bulmaya başladı. Daha sonra maksimum ay mesafesi türetmiştir. 64+1/6 Dünya yarıçapı. Paralaks figüründeki hataları, Ay'ın yörüngesine dair teorisi ve diğer faktörler nedeniyle bu rakam yaklaşık olarak doğruydu.[37][38] Daha sonra Güneş'in ve Ay'ın görünen boyutlarını ölçtü ve Güneş'in görünen çapının Ay'ın en uzak noktasındaki görünen çapına eşit olduğu sonucuna vardı ve ay tutulmalarının kayıtlarından bu görünür çapı şu şekilde hesapladı: Ay tutulması sırasında Ay'ın geçtiği Dünya'nın gölge konisinin görünen çapı. Bu veriler göz önüne alındığında, Güneş'in Dünya'dan uzaklığı trigonometrik olarak hesaplanabilir. 1,210 Dünya yarıçapı. Bu, Aristarchus'un figürüyle eşleşen yaklaşık 19'luk bir güneş-ay mesafesi oranı verir. Ptolemy'nin prosedürü teorik olarak uygulanabilir olmasına rağmen, verilerdeki küçük değişikliklere çok duyarlıdır, öyle ki bir ölçümü yüzde birkaç değiştirmek güneş mesafesini sonsuz hale getirebilir.[37]

Yunan astronomisi ortaçağ İslam dünyasına aktarıldıktan sonra, astronomlar Ptolemy'nin kozmolojik modelinde bazı değişiklikler yaptılar, ancak onun Dünya-Güneş mesafesi tahminini büyük ölçüde değiştirmediler. Örneğin, Ptolemaios astronomisine girişinde, el-Farghānī ortalama güneş mesafesi verdi 1,170 Dünya yarıçapı, oysa onun zij, al-Battānī ortalama güneş mesafesi kullandı 1,108 Dünya yarıçapı. Sonraki gökbilimciler, örneğin el-Bīrūnī, benzer değerler kullandı.[39] Daha sonra Avrupa'da, Kopernik ve Tycho Brahe karşılaştırılabilir rakamlar da kullandı (1,142 ve 1,150 Dünya yarıçapları) ve böylece Ptolemy'nin yaklaşık Dünya-Güneş mesafesi 16. yüzyılda hayatta kaldı.[40]

Johannes Kepler Ptolemy'nin tahmininin önemli ölçüde çok düşük olması gerektiğini (Kepler'e göre, en azından üç faktör) fark eden ilk kişi oldu. Rudolphine Masaları (1627). Kepler'in gezegensel hareket yasaları gökbilimcilerin Güneş'ten gezegenlerin göreceli mesafelerini hesaplamalarına izin verdi ve Dünya'nın mutlak değerini ölçmeye olan ilgiyi yeniden canlandırdı (daha sonra diğer gezegenlere de uygulanabilir). İcadı teleskop çıplak gözle mümkün olandan çok daha hassas açı ölçümlerine izin verdi. Flaman gökbilimci Godefroy Wendelin 1635'te Aristarchus'un ölçümlerini tekrarladı ve Ptolemy'nin değerinin en az on bir faktör kadar çok düşük olduğunu buldu.

Aşağıdakileri gözlemleyerek biraz daha doğru bir tahmin elde edilebilir. Venüs'ün geçişi.[41] İki farklı konumdaki geçişi ölçerek, kişi Venüs'ün paralaksını doğru bir şekilde hesaplayabilir ve Dünya ile Venüs'ün Güneş'e olan göreceli mesafesinden, güneş paralaks α (Güneşin parlaklığı nedeniyle doğrudan ölçülemez[42]). Jeremiah Horrocks gözlemine dayanarak bir tahmin üretmeye çalışmıştı. 1639 transit (1662'de yayınlandı), güneş paralaksını veriyor 15″, Wendelin'in figürüne benzer. Güneş paralaksı, Dünya yarıçapında ölçülen Dünya-Güneş mesafesiyle ilişkilidir.

Güneş paralaksı ne kadar küçükse, Güneş ile Dünya arasındaki mesafe o kadar büyük olur: güneş paralaksı 15″ Dünya-Güneş mesafesine eşittir 13750 Dünya yarıçapı.

Christiaan Huygens mesafenin daha da büyük olduğuna inanıyordu: Venüs'ün görünen boyutlarını karşılaştırarak ve Mars yaklaşık bir değer tahmin etti 24000 Dünya yarıçapları,[34] güneş paralaksına eşdeğer 8.6″. Huygens'in tahmini modern değerlere oldukça yakın olmasına rağmen, metodunun işe yaraması için yapmak zorunda olduğu birçok kanıtlanmamış (ve yanlış) varsayım nedeniyle astronomi tarihçileri tarafından genellikle dikkate alınmaz; Değerinin doğruluğu, iyi ölçümden çok şansa dayanıyor gibi görünüyor, çeşitli hataları birbirini iptal ediyor.

Venüs'ün Güneş'in karşısındaki geçişleri, zorluklara rağmen uzun bir süre astronomik birimi ölçmenin en iyi yöntemiydi (burada sözde "siyah damla efekti ") ve gözlemlerin nadirliği.

Jean Richer ve Giovanni Domenico Cassini arasında Mars'ın paralaksını ölçtü Paris ve Cayenne içinde Fransız Guyanası 1672'de Mars Dünya'ya en yakın noktasındayken. Güneş paralaksı için bir rakama ulaştılar. 9.5″, yaklaşık Dünya - Güneş mesafesine eşdeğer 22000 Dünya yarıçapı. Ayrıca, meslektaşları tarafından ölçülen Dünya'nın yarıçapı için doğru ve güvenilir bir değere erişen ilk gökbilimcilerdi. Jean Picard 1669'da 3269000 ayak parmakları. Başka bir meslektaş, Ole Rømer, 1676'da sonlu ışık hızını keşfetti: hız o kadar büyüktü ki, genellikle ışığın Güneş'ten Dünya'ya gitmesi için gereken süre ya da "birim mesafe başına ışık süresi", hala takip edilen bir kural olarak belirtiliyordu. gökbilimciler tarafından bugün.

Venüs geçişlerini gözlemlemek için daha iyi bir yöntem geliştirildi James Gregory ve onun içinde yayınlandı Optica Promata (1663). Tarafından şiddetle savunuldu Edmond Halley[43] ve 1761 ve 1769'da ve daha sonra 1874 ve 1882'de gözlemlenen Venüs geçişlerine uygulandı. Venüs geçişleri çiftler halinde, ancak her yüzyılda bir çiftten daha az gerçekleşir ve 1761 ve 1769'da geçişleri gözlemlemek, benzeri görülmemiş bir uluslararası bilimdir. Tahiti'den James Cook ve Charles Green'in gözlemlerini içeren operasyon. Rağmen Yedi Yıl Savaşları, düzinelerce gökbilimci, büyük bir masraf ve kişisel tehlike ile dünyanın dört bir yanındaki gözlem noktalarına gönderildi: bunlardan birkaçı bu çabada öldü.[44] Çeşitli sonuçlar bir araya getirildi Jérôme Lalande Güneş paralaksına bir rakam vermek için 8.6″.

TarihYöntemBir/ GmBelirsizlik
1895sapma149.250.12
1941paralaks149.6740.016
1964radar149.59810.001
1976telemetri149.5978700.000001
2009telemetri149.5978707000.000000003

Sabitini belirleyen başka bir yöntem sapma. Simon Newcomb yaygın olarak kabul edilen değerini elde ederken bu yönteme büyük önem verdi. 8.80″ güneş paralaksı için (modern değerine yakın) 8.794143″), ancak Newcomb ayrıca Venüs geçişlerinden gelen verileri kullanmıştır. Newcomb ayrıca A. A. Michelson Dünya tabanlı ekipmanla ışık hızını ölçmek; Sapma sabiti (birim mesafe başına ışık süresiyle ilişkili) ile birleştiğinde, bu, kilometre cinsinden Dünya-Güneş mesafesinin ilk doğrudan ölçümünü verdi. Newcomb'un solar paralaks değeri (ve sapma sabiti ve Gauss yerçekimi sabiti), ilk uluslararası sisteme dahil edildi. astronomik sabitler 1896'da[45] 1964 yılına kadar efemeridlerin hesaplanması için yerinde kaldı.[46] "Astronomik birim" adı ilk kez 1903'te kullanılmış gibi görünüyor.[47][başarısız doğrulama ]

Keşfi Dünya'ya yakın asteroit 433 Eros ve 1900-1901'de Dünya'nın yanından geçişi, paralaks ölçümünde önemli bir gelişme sağladı.[48] 433 Eros'un paralaksını ölçmek için başka bir uluslararası proje 1930-1931'de gerçekleştirildi.[42][49]

Venüs ve Mars'a olan mesafelerin doğrudan radar ölçümleri 1960'ların başında yapılmaya başlandı. Işık hızının iyileştirilmiş ölçümlerinin yanı sıra bunlar, Newcomb'un solar paralaks ve sapma sabiti değerlerinin birbiriyle tutarsız olduğunu gösterdi.[50]

Gelişmeler

Astronomik birimi ölçmek için üçgenin taban çizgisi olarak kullanılır yıldız paralaksları (görüntüdeki mesafeler ölçeklenmemelidir)

Birim mesafe Bir (astronomik birimin metre cinsinden değeri) diğer astronomik sabitler cinsinden ifade edilebilir:

nerede G ... Newton yerçekimi sabiti, M☉ güneş kütlesi k Gauss yerçekimi sabitinin sayısal değeridir ve D bir günlük zaman dilimidir.Güneş enerji yayarak sürekli olarak kütle kaybediyor,[51] böylece gezegenlerin yörüngeleri sürekli olarak Güneş'ten dışarı doğru genişliyor. Bu, astronomik birimi bir ölçü birimi olarak terk etme çağrılarına yol açtı.[52]

Işık hızı SI birimlerinde ve Gauss yerçekimi sabitinde kesin olarak tanımlanmış bir değere sahip olduğundan k sabittir astronomik birimler sistemi, birim mesafe başına ışık süresinin ölçülmesi, ürünün ölçülmesine tam olarak eşdeğerdir GM☉ SI birimlerinde. Bu nedenle, efemeridleri tamamen SI birimlerinde inşa etmek mümkündür ve bu giderek norm haline gelmektedir.

İç Güneş Sistemindeki radyometrik ölçümlerin 2004 tarihli bir analizi, laik artış birim mesafe, güneş radyasyonu ile açıklanabileceğinden çok daha büyüktü, +15±4 yüzyılda metre.[53][54]

Astronomik birimin seküler varyasyonlarının ölçümleri diğer yazarlar tarafından onaylanmamıştır ve oldukça tartışmalıdır. Ayrıca, 2010'dan beri astronomik birim gezegen efemeridleri tarafından tahmin edilmemiştir.[55]

Örnekler

Aşağıdaki tablo, astronomik birimler olarak verilen bazı mesafeleri içermektedir. Ya çok kısa ya da çok uzun oldukları için normalde astronomik birimlerde verilmeyen mesafelere sahip bazı örnekler içerir. Mesafeler normalde zamanla değişir. Mesafeyi artırarak örnekler listelenmiştir.

NesneUzunluk veya mesafe (au)AralıkYorum ve referans noktasıReferanslar
Işık saniyesi0.002–mesafe ışığı bir saniyede hareket eder–
Ayın uzaklığı0.0026–Dünyadan ortalama uzaklık (ki Apollo misyonları seyahat etmek yaklaşık 3 gün sürdü)–
Güneş yarıçapı0.005–yarıçapı Güneş (695500 km, 432450 mi, Dünya'nın yarıçapının yüz katı veya Jüpiter'in ortalama yarıçapının on katı)–
Işık dakikası0.12–mesafe ışığı bir dakika içinde hareket eder–
Merkür0.39–Güneşten ortalama uzaklık–
Venüs0.72–Güneşten ortalama uzaklık–
Dünya1.00–ortalama mesafe Dünyanın yörüngesi güneşten (Güneş ışığı Dünya'ya ulaşmadan önce 8 dakika 19 saniye yol alır)–
Mars1.52–Güneşten ortalama uzaklık–
Jüpiter5.2–Güneşten ortalama uzaklık–
Işık saati7.2–mesafe ışığı bir saat içinde hareket eder–
Satürn9.5–Güneşten ortalama uzaklık–
Uranüs19.2–Güneşten ortalama uzaklık–
Kuiper kuşağı30–İç kenar yaklaşık 30 au'da başlar[56]
Neptün30.1–Güneşten ortalama uzaklık–
Eris67.8–Güneşten ortalama uzaklık–
Voyager 2122–2019'da Güneş'ten uzaklık[57]
Voyager 1149–2020'de Güneş'ten uzaklık[57]
Işık günü173–mesafe ışığı bir günde gider–
Işık yılı63241–mesafe ışığı bir arada gider Julian yıl (365.25 gün)–
Oort bulutu75000± 25000Oort bulutunun dış sınırının Güneş'ten uzaklığı (tahmini, 1,2 ışıkyılına karşılık gelir)–
Parsek206265–bir Parsec. Parsek, astronomik birim cinsinden tanımlanır, Güneş Sisteminin kapsamı dışındaki mesafeleri ölçmek için kullanılır ve yaklaşık 3,26 ışıkyılıdır: 1 parça = 1 au / tan (1 ")[5][58]
Proxima Centauri268000± 126Güneş Sistemine en yakın yıldıza uzaklık–
Galaktik Merkez1700000000–Güneş'ten merkeze olan uzaklık Samanyolu–
Not: Bu tablodaki rakamlar genellikle yuvarlanır, tahminler, genellikle kaba tahminlerdir ve diğer kaynaklardan önemli ölçüde farklılık gösterebilir. Tablo ayrıca karşılaştırma için diğer uzunluk birimlerini de içerir.

Ayrıca bakınız

Referanslar

  1. ^ a b Astronomik uzunluk biriminin yeniden tanımlanması hakkında ÇÖZÜM B2 (PDF), Pekin, Çin: Uluslararası Astronomi Birliği, 31 Ağustos 2012, XXVIII Uluslararası Astronomi Birliği Genel Kurulu… tavsiye ediyor… 5. astronomik birim için benzersiz "au" sembolünün kullanılması.
  2. ^ "Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri: Yazarlar için Talimatlar". Oxford Dergileri. Alındı 20 Mart 2015. Uzunluk / mesafe birimleri Å, nm, μm, mm, cm, m, km, au, light-year, pc'dir.
  3. ^ a b "Makale Hazırlama: AJ & ApJ Yazar Talimatları". Amerikan Astronomi Topluluğu. Arşivlenen orijinal 21 Şubat 2016. Alındı 29 Ekim 2016. Doğal birimler için standart kısaltmalar kullanın (ör. Au, pc, cm).
  4. ^ Astronomik uzunluk biriminin yeniden tanımlanması hakkında ÇÖZÜM B2 (PDF), Pekin: Uluslararası Astronomi Birliği, 31 Ağustos 2012, Uluslararası Astronomi Birliği XXVIII Genel Kurulu, IAU 2009 Karar B2'de benimsenen değer ile uyumlu olarak, astronomik birimin tam olarak 149.597.870.700 metreye eşit olan geleneksel bir uzunluk birimi olarak yeniden tanımlanmasını [kabul] önerir.
  5. ^ a b B. Luque; F.J.Ballesteros (2019). "Başlık: Güneşe ve Ötesine". Doğa Fiziği. 15: 1302. doi:10.1038 / s41567-019-0685-3.
  6. ^ a b Karar No. 10 Uluslararası Astronomi Birliği XVI. Genel Kurulu, Grenoble, 1976
  7. ^ a b Bureau International des Poids et Mesures (2006), Uluslararası Birimler Sistemi (SI) (PDF) (8. baskı), Organizasyon Intergouvernementale de la Convention du Mètre, s. 126
  8. ^ "Yazarlara Yönelik Talimatlar". Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri. Oxford University Press. Alındı 5 Kasım 2020. Uzunluk / mesafe birimleri Å, nm, µm, mm, cm, m, km, au, ışık yılı, pc'dir.
  9. ^ a b "SI Broşürü: Uluslararası Birimler Sistemi (SI) [8. baskı, 2006; 2014'te güncellendi]". BIPM. 2014. Alındı 3 Ocak 2015.
  10. ^ "SI Broşürü: Uluslararası Birimler Sistemi (SI) [9. baskı, 2019]" (PDF). BIPM. 2019. s. 145. Alındı 1 Temmuz 2019.
  11. ^ "ISO 80000-3: 2019". Uluslararası Standardizasyon Örgütü. Alındı 3 Temmuz 2020.
  12. ^ "ISO 80000-3: 2019 (tr) Miktarlar ve birimler - Bölüm 3: Uzay ve zaman". Uluslararası Standardizasyon Örgütü. Alındı 3 Temmuz 2020.
  13. ^ "HORIZONS Sistemi", Güneş sistemi dinamikleri, NASA: Jet Propulsion Laboratory, 4 Ocak 2005, alındı 16 Ocak 2012
  14. ^ H. Hussmann; F. Sohl; J. Oberst (2009), "§ 4.2.2.1.3: Astronomik birimler" Joachim E Trümper'de (ed.), Astronomi, astrofizik ve kozmoloji - Cilt VI / 4B Güneş Sistemi, Springer, s. 4, ISBN  978-3-540-88054-7
  15. ^ Gareth V Williams (1997), "Astronomik birimi" James H. Shirley; Rhodes Whitmore Fairbridge (editörler), Gezegen bilimleri ansiklopedisi, Springer, s. 48, ISBN  978-0-412-06951-2
  16. ^ Uluslararası Ağırlıklar ve Ölçüler Bürosu (2006), Uluslararası Birimler Sistemi (SI) (PDF) (8. baskı), s. 126, ISBN  92-822-2213-6, arşivlendi (PDF) 14 Ağustos 2017'deki orjinalinden
  17. ^ "Seçilmiş Astronomik Sabitler" (PDF). Astronomik Almanak Çevrimiçi. USNO –UKHO. 2009. s. K6. Arşivlenen orijinal (PDF) 26 Temmuz 2014.
  18. ^ Gérard Petit; Brian Luzum, editörler. (2010), "Tablo 1.1: IERS sayısal standartları" (PDF), IERS teknik not no. 36: Genel tanımlar ve sayısal standartlar, Uluslararası Yer Döndürme ve Referans Sistemleri Hizmeti Tam belge için bkz. Gérard Petit; Brian Luzum, editörler. (2010), IERS Sözleşmeleri (2010): IERS teknik not no. 36, Uluslararası Yer Döndürme ve Referans Sistemleri Hizmeti, ISBN  978-3-89888-989-6
  19. ^ a b c Capitaine, Nicole; Klioner, Sergei; McCarthy, Dennis (2012), "IAU Ortak Tartışması 7: IAU Genel Kurulunda Gelecek Araştırmalar için Uzay-Zaman Referans Sistemleri - Astronomik uzunluk biriminin yeniden tanımlanması: nedenleri ve sonuçları" (PDF), IAU Ortak Tartışması 7: İAÜ Genel Kurulunda Gelecek Araştırmalar için Uzay-Zaman Referans Sistemleri, Pekin, Çin, 7: 40, Bibcode:2012IAUJD ... 7E..40C, alındı 16 Mayıs 2013
  20. ^ NSFA Güncel En İyi Tahminler üzerine IAU WG, dan arşivlendi orijinal 8 Aralık 2009'da, alındı 25 Eylül 2009
  21. ^ Pitjeva, E.V.; Standish, E.M. (2009), "En büyük üç asteroidin kütleleri, Ay-Dünya kütle oranı ve Astronomik Birim için öneriler", Gök Mekaniği ve Dinamik Astronomi, 103 (4): 365–72, Bibcode:2009CeMDA.103..365P, doi:10.1007 / s10569-009-9203-8, S2CID  121374703
  22. ^ "Genel Kurul'un Son Oturumu" (PDF), Estrella d'Alva, s. 1, 14 Ağustos 2009, arşivlendi orijinal (PDF) 6 Temmuz 2011'de
  23. ^ Geoff Brumfiel (14 Eylül 2012), "Astronomik birim sabitleniyor: Dünya-Güneş mesafesi kaygan denklemden tek sayıya değişiyor", Doğa, doi:10.1038 / nature.2012.11416, S2CID  123424704, alındı 14 Eylül 2012
  24. ^ Uluslararası Ağırlıklar ve Ölçüler Bürosu (2006), Uluslararası Birimler Sistemi (SI) (PDF) (8. baskı), s. 166–67, ISBN  92-822-2213-6, arşivlendi (PDF) 14 Ağustos 2017'deki orjinalinden
  25. ^ Huang, T.-Y .; Han, C.-H .; Yi, Z.-H .; Xu, B.-X. (1995), "Astronomik uzunluk birimi nedir?", Astronomi ve Astrofizik, 298: 629–33, Bibcode:1995A & A ... 298..629H
  26. ^ Richard Dodd (2011), "§ 6.2.3: Astronomik birim: Astronomik birimin tanımı, gelecek sürümler", Astronomide SI Birimlerini Kullanma, Cambridge University Press, s. 76, ISBN  978-0-521-76917-4 ve ayrıca s. 91, Özet ve öneriler.
  27. ^ Richard Dodd (2011), "§ 6.2.8: Işık yılı", Astronomide SI Birimlerini Kullanma, s. 82, ISBN  978-0-521-76917-4
  28. ^ Van Helden, Albert (1985), Evrenin Ölçülmesi: Aristarchus'tan Halley'e Kozmik Boyutlar, Chicago: Chicago Press Üniversitesi, s. 5–9, ISBN  978-0-226-84882-2
  29. ^ Engels, Donald (1985), "The Length of Eratosthenes Stade", Amerikan Filoloji Dergisi, 106 (3): 298–311, doi:10.2307/295030, JSTOR  295030
  30. ^ Gülbekyan, Edward (1987), "MÖ 3. yüzyılda Eratosthenes tarafından kullanılan stadion biriminin kökeni ve değeri.", Tam Bilimler Tarihi Arşivi, 37 (4): 359–63, doi:10.1007 / BF00417008 (etkin değil 11 Kasım 2020)CS1 Maint: DOI Kasım 2020 itibarıyla etkin değil (bağlantı)
  31. ^ Rawlins, D. (Mart 2008), "Eratosthenes'in Çok Büyük Dünyası ve Çok Küçük Evreni" (PDF), DIO, 14: 3–12, Bibcode:2008 DIO .... 14 .... 3R
  32. ^ Toomer, G.J. (1974), "Güneş ve ayın mesafelerinde Hipparchus", Tam Bilimler Tarihi Arşivi, 14 (2): 126–42, Bibcode:1974AHES ... 14..126T, doi:10.1007 / BF00329826, S2CID  122093782
  33. ^ Lloyd, G.E.R. (1996), Düşmanlar ve Yetkililer: Antik Yunan ve Çin Bilimine Soruşturmalar, Cambridge University Press, s. 59–60, ISBN  978-0-521-55695-8
  34. ^ a b Goldstein, S. J. (1985). "Christiaan Huygens'in Güneş'e olan uzaklığı ölçümü". Gözlemevi. 105: 32. Bibcode:1985Obs ... 105 ... 32G.
  35. ^ Goldstein, Bernard R. (1967), "Ptolemy'nin Arapça Versiyonu Gezegensel Hipotezler", Trans. Am. Phil. Soc., 57 (4): 9–12, doi:10.2307/1006040, JSTOR  1006040
  36. ^ van Helden Albert (1985), Evrenin Ölçülmesi: Aristarchus'tan Halley'e Kozmik Boyutlar, Chicago: Chicago Press Üniversitesi, s. 15–27, ISBN  978-0-226-84882-2
  37. ^ a b sayfa 16–19, van Helden 1985
  38. ^ s. 251, Ptolemy'nin Almagest'i, çeviri ve açıklama G.J. Toomer, Londra: Duckworth, 1984, ISBN  0-7156-1588-2
  39. ^ s. 29–33, van Helden 1985
  40. ^ sayfa 41–53, van Helden 1985
  41. ^ Bu yöntemin genişletilmiş bir tarihsel tartışması, Trudy E Bell, "Astronomik birim arayışı" (PDF), The Bent of Tau Beta Pi, Yaz 2004, s. 20, dan arşivlendi orijinal (PDF) 24 Mart 2012 tarihinde, alındı 16 Ocak 2012
  42. ^ a b Weaver, Harold F. (Mart 1943), "The Solar Parallax", Pasifik Broşürleri Astronomi Derneği, 4 (169): 144–51, Bibcode:1943ASPL .... 4..144W
  43. ^ Halley, E. (1716), "Güneş'in Paralaksını veya Dünyadan Uzaklığını Belirlemek İçin Yeni Bir Yöntem", Kraliyet Cemiyetinin Felsefi İşlemleri, 29 (338–350): 454–64, doi:10.1098 / rstl.1714.0056, S2CID  186214749, dan arşivlendi orijinal 19 Kasım 2009'da
  44. ^ Pogge Richard (Mayıs 2004), Güneşe Ne Kadar Uzak? 1761 ve 1769'un Venüs Geçişleri, Ohio Devlet Üniversitesi, alındı 15 Kasım 2009
  45. ^ Conférence internationale des étoiles fondamentales, Paris, 18–21 Mayıs 1896
  46. ^ Karar No. 4 Uluslararası Astronomi Birliği XII.Genel Kurulu, Hamburg, 1964
  47. ^ "Astronomik birimi", Merriam-Webster'ın Çevrimiçi Sözlüğü
  48. ^ Hinks, Arthur R. (1909), "Solar Paralaks Belgeleri No. 7: 1900 Muhalefetinde Eros'un Fotoğrafik Sağ Yükselişlerinden Genel Çözüm", Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri, 69 (7): 544–67, Bibcode:1909MNRAS..69..544H, doi:10.1093 / mnras / 69.7.544
  49. ^ Spencer Jones, H. (1941), "1931 Muhalefetinde Eros Gözlemlerinden Güneş Paralaksı ve Ay'ın Kütlesi", Mem. R. Astron. Soc., 66: 11–66
  50. ^ Mikhailov, A.A. (1964), "Sapma Sabiti ve Güneş Paralaksı", Sov. Astron., 7 (6): 737–39, Bibcode:1964SvA ..... 7..737M
  51. ^ Noerdlinger, Peter D. (2008), "Solar Mass Loss, the Astronomical Unit ve the Scale of the Solar System", Gök Mekaniği ve Dinamik Astronomi, 0801: 3807, arXiv:0801.3807, Bibcode:2008arXiv0801.3807N
  52. ^ "AU'nun yeniden tanımlanması gerekebilir", Yeni Bilim Adamı, 6 Şubat 2008
  53. ^ Krasinsky, G.A .; Brumberg, V.A. (2004), "Büyük gezegen hareketlerinin analizinden astronomik birimin seküler artışı ve yorumlanması", Gök Mekaniği ve Dinamik Astronomi, 90 (3–4): 267–88, Bibcode:2004CeMDA..90..267K, doi:10.1007 / s10569-004-0633-z, S2CID  120785056
  54. ^ John D. Anderson & Michael Martin Nieto (2009), "Astrometrik Güneş Sistemi Anomalileri; § 2: Astronomik birimde artış", Amerikan Astronomi Topluluğu, 261: 189–97, arXiv:0907.2469, Bibcode:2009IAU ... 261.0702A, doi:10.1017 / s1743921309990378, S2CID  8852372.
  55. ^ Fienga, A .; et al. (2011), "INPOP10a gezegensel efemerisi ve temel fizikteki uygulamaları", Gök Mekaniği ve Dinamik Astronomi, 111 (3): 363, arXiv:1108.5546, Bibcode:2011CeMDA.111..363F, doi:10.1007 / s10569-011-9377-8, S2CID  122573801
  56. ^ Alan Stern; Colwell, Joshua E. (1997), "Primordial Edgeworth-Kuiper Kuşağında Çarpışma Erozyonu ve 30-50 au Kuiper Boşluğunun Üretimi", Astrofizik Dergisi, 490 (2): 879–82, Bibcode:1997 ApJ ... 490..879S, doi:10.1086/304912.
  57. ^ a b En uzak uzay sondaları.
  58. ^ http://www.iau.org, Evrenin Ölçülmesi - IAU ve astronomik birimler

daha fazla okuma

Dış bağlantılar