Астрономическая единица
Астрономи́ческая едини́ца (русское обозначение: а. е.<ref name=":0">Шаблон:Книга</ref><ref name="Положение" >Шаблон:Cite web</ref><ref name="Постановление"/>; международное: с 2012 года — au<ref name=":2">Шаблон:Cite web</ref><ref>От англ. Шаблон:Lang-en2.</ref>; ранее использовалось обозначение ua<ref name="Положение" /><ref>От фр. unité astronomique.</ref>) — единица измерения расстояний в астрономии, примерно равная среднему расстоянию от Земли до Солнца. В настоящее время принята равной в точности Шаблон:Num<ref name="IAUresB2"/>.
Астрономическая единица применяется в основном для измерения расстояний между объектами Солнечной системы, экзопланетных систем, а также между компонентами двойных звёзд.
Определение
В августе 2012 года 28-я Генеральная ассамблея Международного астрономического союза (МАС) в Пекине приняла решение привязать астрономическую единицу к Международной системе единиц (СИ). С этого времени астрономическая единица считается равной в точности Шаблон:Num метрам. Кроме того, МАС принял решение стандартизовать международное обозначение астрономической единицы: «au»<ref name="IAUresB2">Шаблон:Citation Шаблон:Cite web</ref>.
Предшествующие определения
Изначально астрономическая единица определялась как длина большой полуоси орбиты Земли или, что то же самое, среднее значение между минимальным (перигелий) и максимальным (афелий) расстояниями от Земли до Солнца. Согласно свойствам эллипса, это значение также является средним расстоянием от точек орбиты Земли до Солнца<ref name=":1">Шаблон:Публикация</ref>Шаблон:Rp.
В 1976 году 16-я Генеральная ассамблея МАС переопределила астрономическую единицу как единицу расстояния, при которой постоянная Гаусса принимает значение Шаблон:Num (при использовании в качестве единицы времени суток, равных в точности Шаблон:Num; а в качестве единицы массы — массы Солнца, в то время считавшейся равной Шаблон:Val)<ref name="IAU76">Resolution No. 10 of the XVIth General Assembly of the International Astronomical Union Шаблон:Wayback, Grenoble, 1976</ref>. В таком определении астрономическая единица соответствовала радиусу круговой орбиты пробного тела в изотропных координатах, угловая скорость обращения по которой, при пренебрежении всеми телами Солнечной системы кроме Солнца, в точности равна Шаблон:Num радиана в сутки<ref>Шаблон:Статья</ref>.
В системе постоянных IERS 2003 астрономическая единица полагалась равной Шаблон:Num<ref>IERS Conventions (2003) Шаблон:Webarchive</ref>. Эта величина и условное обозначение «ua» были приведены в информационном приложении международного стандарта Шаблон:Нп3 ревизии 2009 года. В ревизии 2019 года этого стандарта астрономическая единица не упомянута<ref>Шаблон:Cite web</ref>.
Отношение к Международной системе единиц (СИ)
Астрономическая единица входит в утверждённый Международным бюро мер и весов перечень внесистемных единиц, принятых для использования совместно с единицами СИ<ref name=":2" />. В Российской Федерации использование астрономической единицы допускается в области применения «астрономия» наравне с единицами СИ без ограничения срока. Не допускается употребление астрономической единицы с дольными и кратными приставками СИ<ref name=":0" /><ref name="Положение" />.
История
Первую научную попытку рассчитать астрономические расстояния предпринял создатель гелиоцентрической системы мира Аристарх Самосский в своём трактате «О величинах и расстояниях Солнца и Луны» в III веке до н. э. Тригонометрический метод Аристарха был недостаточно точным, однако на протяжении полутора тысяч лет, с античной древности до эпохи возрождения, это был единственный метод, известный астрономам.
С момента появления 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 его 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.
Первым способом уточнения расстояния от Земли до Солнца было уточнение параллакса Солнца путём сравнения его с параллаксом Венеры при прохождении последней по солнечному диску. В 1639 году английский астроном Джереми Хоррокс совместно с Уильямом Крабтри провёл первое в истории наблюдение прохождения Венеры с научными целями и рассчитал расстояние от Земли до Солнца. В современных единицах результат вычислений Хоррокса составил 95,6 млн км и для своего времени был наиболее точным. Записи об этом наблюдении были опубликованы лишь после смерти обоих учёных, в 1661 году, Яном Гевелием<ref name="UCL-book">Шаблон:Книга</ref>.
В 1672 году Джованни Кассини совместно со своим сотрудником Жаном Рише измерил параллакс Марса. Поскольку параметры орбит Земли и Марса были известны с высокой точностью, появилась возможность уточнить величину астрономической единицы — в современных единицах у них получилось примерно Шаблон:Nobr<ref>Шаблон:Книга</ref>.
Впоследствии величина астрономической единицы неоднократно уточнялась при наблюдении прохождений Венеры по солнечному диску<ref name="astr_k">Шаблон:Статья</ref>. Наблюдения параллакса астероида Эрос во время сближений его с Землёй в 1901<ref name="Hinks">Шаблон:Статья</ref> и 1930—1931 годах позволили получить ещё более точную оценку<ref name=":1" />.
Астрономическая единица также уточнялась с помощью радиолокации планет. Локацией Венеры в 1961 году установлено, что астрономическая единица равна Шаблон:Val. Повторная радиолокация Венеры в 1962 году позволила уменьшить неопределённость и уточнить значение астрономической единицы как Шаблон:Nobr.
Новейший способ уточнения астрономической единицы основан на наблюдениях за движением автоматических межпланетных станций, элементы орбит которых можно определить с высокой точностью благодаря регулярным сеансам связи с ними<ref name=":1"/>Шаблон:Rp.
Многолетние измерения расстояния от Земли до Солнца зафиксировали его медленное увеличение со скоростью Шаблон:Nobr за сто лет<ref>Шаблон:Статья</ref> (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<ref>Шаблон:Статья</ref>.
Некоторые расстояния и соотношения
- Электромагнитное излучение, в том числе видимый свет, проходит 1 астрономическую единицу примерно за 500 секунд (8 минут 20 секунд). Более точное значение, с учётом принятых определений астрономической единицы и скорости света, составляет 499,005 сек.
- Фактическое расстояние от Земли до Солнца не постоянно, в течение года оно варьируется в пределах от 0,9832898912 до 1,0167103335 а. е.
- Большая полуось орбиты Нептуна, самой далёкой планеты Солнечной системы, — около Шаблон:Num<ref name="BRE">Шаблон:БРЭ</ref>
- 21 февраля 2019 года был установлен новый рекорд наблюдения наиболее удалённого объекта Солнечной системы. Обнаруженный на снимках с телескопа «Субару» транснептуновый объект получил название FarFarOut. Расстояние до него оценивается в Шаблон:Val<ref>Шаблон:Cite web</ref>
- Космический аппарат «Вояджер-1», по состоянию на 2025 год, преодолел расстояние Шаблон:Num от Солнца и продолжает удаляться от него со скоростью около Шаблон:Nobr (его текущее удаление отображается на сайте НАСА<ref>Voyager-1 Шаблон:Wayback</ref>). Это самый удалённый от Земли объект, созданный человеком<ref name=":3">Шаблон:Cite web</ref>.
- 1 световой год ≈ Шаблон:Num
- 1 парсек ≈ Шаблон:Num (переводной коэффициент является иррациональным числом, точно равным количеству угловых секунд в 1 радиане, 180·60·60/Шаблон:Math)<ref>Согласно примечанию 4 к резолюции B2 Шаблон:Wayback XXIX Генеральной ассамблеи Международного астрономического союза (2015 год), парсек определён как в точности <math>\frac{648\,000}{\pi}</math> а. е. = <math>\frac{180\cdot 60\cdot 60}{\pi}</math> а. е., то есть совпадает с радиусом окружности, у которой длина дуги, стягивающей угол в 1 угловую секунду, равна 1 астрономической единице. Предыдущее определение парсека как <math>1 \text{а.е.}\cdot\frac{1}{\operatorname{tg}1}</math> основывалось на малом катете прямоугольного треугольника, а не на дуге, и отличалось от современного менее чем на 10Шаблон:Sup%. Разница нового и старого определений на много порядков меньше, чем наилучшая доступная для современной техники относительная погрешность измерения межзвёздных расстояний. Поэтому измеренные в парсеках расстояния с изменением определения фактически не изменились.</ref>.
- Расстояние до ближайшей (после Солнца) к нам звезды, Проксимы Центавра, — около Шаблон:Num<ref>На основании последних данных телескопа «Gaia» Шаблон:Wayback о параллаксе</ref>