天文单位：测量太阳系内天体之间距离的基本单位

housex

天文单位（Astronomical Unit），指的是太阳到地球的平均距离。天文常数之一，是天文学上的长度单位，在天文学中用于测量距离，特别是测量太阳系内天体之间的距离的基本单位。缩写的标准符号为AU，但也有人也写成au、a.u.或ua，以1天文单位距离的值为单位的天文常数的值会以符号A标示。
天文单位 - 简介
天文单位是指日地之间的距离天文单位（英文：astronomical unit，简写AU）是一个长度的单位，约等于地球跟太阳的平均距离。但实际上地球绕日的轨道不是一个圆形，而是一个椭圆形：最初天文单位的定义就是上述椭圆的半长轴的长度。1976年，国际天文学联会把一天文单位定义为一颗质量可忽略、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。截至2012年8月，被接受的天文单位是149,597,870,691±30米（约一亿五千万公里或9,300万英里)）。[1]

2012年，天文学家们重新精确测定了太阳系中最重要的距离参数之一，即一个天文单位(AU)的精确数值，2012年8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获得采纳。也就是说，从此，一个天文单位的定义值被确定为：1495,9787,0700米。[2]

天文单位 - 推导过程
1938年以前，天文单位是指在没有大行星摄动作用下，从地月系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和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T和m/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。

20世纪60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奬80，相应的天文单位的长度等于149,500,000公里。20世纪60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149,600×106 米，把它作为基础常数。

天文单位 - 历史改变
天文单位用于计量太阳系中的天体距离日地距离是天文学中被运用历史最悠久的距离值之一。历史上对于这一距离的首次精确测定是在1672年，由当时著名的荷兰天文学家格罗范尼·卡西尼(Giovanni Cassini)完成。当时他正在法国巴黎从事火星观测，而他的同事儒安·里奇(Jean Richer)则从南美洲的法属圭亚那对这颗行星进行观测。综合两地观测到的火星表现出的视差，这位天文学家计算出了地球到火星的距离，并使用这一数值计算出了地球到太阳的距离。当时他们得出的测量值是1.4亿公里——和现代测量值相当接近。

直到20世纪下半叶，这种视差测量仍然还只是测量太阳系中天体之间距离的唯一可靠手段，因此当时“天文单位”(AU)的概念还被视作是一个由视角测量换算得到距离值的基本常数。

1964年国际天文学联合会天文常数系统取A为149,600×106 米，此值从1968年开始，一直要使用到1983年。

1976年国际天文学联合会天文常数系统取A为1.49597870×1011 米，把它改为导出常数，此值将从1984年起统一采用。

2012年9月起，一个天文单位=1495,9787,0700米。[2]

天文单位 - 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1012千米），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-1 Mpc（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。

天文单位 - 换算
1天文单位≈149,600,000公里≈92,960,000英里≈490,800,000,000英尺
1秒差距≈206,265天文单位
1光年≈63,240天文单位

1天文距离单位(AU)≈1.49597870×1011 米
1光年（ly)≈9.4605536×1015 米≈63,239.8天文距离单位
1秒差距（PC）≈3.085678×1016 米≈206,264.8天文距离单位≈3.261631光年

nmgb

看看了解一下