Quanti metri al sole

Distanza media tra la Terra e il Sole

Questo articolo riguarda l'unità di lunghezza. Per le costanti, vedi costante astronomica. Per le unità di misura in astronomia, vedi sistema astronomico di unità. Per altri usi di "AU", vedi Au.

L'unità astronomica (simbolo: au ^{[1] [2] [3] [4]} o AU ) è un'unità di lunghezza definita esattamente uguale a 149.597.870.700 m. ^[5] Storicamente, l'unità astronomica è stata concepita come la distanza media Terra-Sole (la media dell'afelio e del perielio terrestre), prima della sua ridefinizione moderna nel 2012.

L'unità astronomica viene utilizzata principalmente per misurare le distanze all'interno del Sistema Solare o intorno ad altre stelle. È anche una componente fondamentale nella definizione di un'altra unità di lunghezza astronomica, la parsec. ^[6] Un au equivale a 499 secondi luce con una precisione di 10 parti per milione.

Storia dell'uso dei simboli

Una varietà di simboli e abbreviazioni di unità sono stati utilizzati per l'unità astronomica. In una risoluzione del 1976, l'Unione Astronomica Internazionale (IAU) aveva usato il simbolo A per indicare una lunghezza uguale all'unità astronomica. ^[7] Nella letteratura astronomica, il simbolo AU è comune. Nel 2006, l'Ufficio Internazionale dei Pesi e delle Misure (BIPM) aveva raccomandato ua come simbolo per l'unità, dal francese "unité astronomique". ^[8] Nell'allegato non normativo C della norma ISO 80000-3:2006 (successivamente ritirato), il simbolo dell'unità astronomica era anche ua.

Nel 2012, l'Unione Astronomica Internazionale, notando "che vari simboli sono attualmente in uso per l'unità astronomica", ha raccomandato l'uso del simbolo "au". riviste scientifiche pubblicate dall'American Astronomical Society e dalla Royal Astronomical Society hanno successivamente adottato questo simbolo. ^{[3] [9]} Nella revisione del 2014 e nell'edizione 2019 della brochure SI, il BIPM ha utilizzato il simbolo dell'unità "au". ^{[10] [11]} La norma ISO 80000-3:2019, che sostituisce la norma ISO 80000-3:2006, non menziona l'unità astronomica. ^{[12] [13]}

Sviluppo della definizione dell'unità Vedi

anche: Orbita terrestre L'orbita

terrestre attorno al Sole è un'ellisse. Il semiasse maggiore di questa orbita ellittica è definito come la metà del segmento di retta che unisce il perielio e l'afelio. Il centro del Sole si trova su questo segmento di linea retta, ma non nel suo punto medio. Poiché le ellissi sono forme ben comprese, la misurazione dei punti dei suoi estremi definiva la forma esatta matematicamente, e ha reso possibili calcoli per l'intera orbita, nonché previsioni basate sull'osservazione. Inoltre, ha mappato esattamente la più grande distanza in linea retta che la Terra attraversa nel corso di un anno, definendo tempi e luoghi per osservare la più grande parallasse (apparente spostamento di posizione) nelle stelle vicine. Conoscere lo spostamento della Terra e lo spostamento di una stella ha permesso di calcolare la distanza della stella. Ma tutte le misurazioni sono soggette a un certo grado di errore o incertezza, e le incertezze nella lunghezza dell'unità astronomica hanno solo aumentato le incertezze nelle distanze stellari. I miglioramenti nella precisione sono sempre stati la chiave per migliorare la comprensione astronomica. Nel corso del XX secolo, le misurazioni sono diventate sempre più precise e sofisticate, e sempre più dipendenti dall'osservazione accurata degli effetti descritti dalla teoria della relatività di Einstein e dagli strumenti matematici che utilizzava.

Le misurazioni migliorative venivano continuamente controllate e incrociate per mezzo di una migliore comprensione delle leggi della meccanica celeste, che governano i movimenti degli oggetti nello spazio. Le posizioni e le distanze attese degli oggetti in un tempo stabilito sono calcolate (in au) da queste leggi e assemblate in una raccolta di dati chiamata effemeridi. Il sistema HORIZONS del Jet Propulsion Laboratory della NASA fornisce uno dei numerosi servizi di calcolo delle effemeridi. ^[14]

Nel 1976, per stabilire una misura più precisa per l'unità astronomica, l'IAU adottò formalmente una nuova definizione. Sebbene direttamente basata sulle migliori misurazioni osservative disponibili all'epoca, la definizione è stata riformulata in termini delle migliori derivazioni matematiche di allora dalla meccanica celeste e dalle effemeridi planetarie. Affermava che "l'unità astronomica di lunghezza è quella lunghezza ( A ) per la quale la gravitazione gaussiana La costante ( k ) assume il valore 0,01720209895 quando le unità di misura sono le unità astronomiche di lunghezza, massa e tempo". ^{[7] [15] [16]} Equivalentemente, secondo questa definizione, un au è "il raggio di un'orbita newtoniana circolare imperturbata attorno al sole di una particella avente massa infinitesimale, che si muove con una frequenza angolare di 0,01720209895 radianti al giorno"; ^[17] o in alternativa quella lunghezza per la quale la costante gravitazionale eliocentrica (il prodotto G _☉ ) è uguale a (0,01720209895) ² au ³ /d ² , quando la lunghezza è usata per descrivere le posizioni degli oggetti nel Sistema Solare.

Le successive esplorazioni del Sistema Solare da parte di sonde spaziali hanno permesso di ottenere misurazioni precise delle posizioni relative dei pianeti interni e di altri oggetti per mezzo di di radar e telemetria. Come per tutte le misurazioni radar, queste si basano sulla misurazione del tempo impiegato dai fotoni per essere riflessi da un oggetto. Poiché tutti i fotoni si muovono alla velocità della luce nel vuoto, una costante fondamentale dell'universo, la distanza di un oggetto dalla sonda è calcolata come il prodotto della velocità della luce e del tempo misurato. Tuttavia, per la precisione i calcoli richiedono regolazioni per cose come i movimenti della sonda e dell'oggetto mentre i fotoni sono in transito. Inoltre, la misurazione del tempo stesso deve essere tradotta in una scala standard che tenga conto della dilatazione relativistica del tempo. Il confronto delle posizioni delle effemeridi con le misure di tempo espresse in Tempo Dinamico Barycentrico (TDB) porta ad un valore per la velocità della luce in unità astronomiche al giorno (di 86.400 s). Entro il 2009, l'IAU aveva aggiornato le sue misure standard per riflettere i miglioramenti e calcolato la velocità della luce a 173.1446326847(69) au/d (TDB). ^[18]

Nel 1983, il CIPM ha modificato il Sistema Internazionale di Unità di Misura (SI) per rendere il metro definito come la distanza percorsa nel vuoto dalla luce in 1 / 299.792.458 s. Questo ha sostituito la precedente definizione, valida tra il 1960 e il 1983, che era che il metro equivaleva a un certo numero di lunghezze d'onda di una certa riga di emissione del krypton-86. (La ragione del cambiamento era un metodo migliorato per misurare la velocità della luce.) La velocità della luce potrebbe quindi essere espressa esattamente come c ₀ = 299.792.458 m/s, uno standard adottato anche dagli standard numerici IERS. ^[19] Da questa definizione e dallo standard IAU del 2009, il tempo impiegato dalla luce per attraversare un'unità astronomica risulta essere τ _A = 499,0047838061±0,00000001 s, che è poco più di 8 minuti e 19 secondi. Per moltiplicazione, il la migliore stima IAU 2009 è stata A = c ₀ τ _A = 149.597.870.700±3 m, ^[20] basata su un confronto tra le effemeridi del Jet Propulsion Laboratory e IAA-RAS. ^{[21] [22] [23]}

Nel 2006, il BIPM ha riportato un valore dell'unità astronomica come 1,49597870691(6)×10 ¹¹ m. ^[8] Nella revisione del 2014 dell'opuscolo SI, il BIPM ha riconosciuto la ridefinizione dell'unità astronomica da parte dell'IAU nel 2012 a 149.597.870.700 m. ^[10]

Questa stima era ancora derivata da osservazioni e misurazioni soggette a errori, e basata su tecniche che non standardizzavano ancora tutti gli effetti relativistici, e quindi non erano costanti per tutti gli osservatori. Nel 2012, constatando che l'equalizzazione della relatività da sola avrebbe reso la definizione eccessivamente complessa, l'Unione Astronomica Internazionale Ha semplicemente utilizzato la stima del 2009 per ridefinire l'unità astronomica come un'unità convenzionale di lunghezza direttamente legata al metro (esattamente 149.597.870.700 m). ^{[20] [24]} La nuova definizione riconosce come conseguenza che l'unità astronomica ha un'importanza ridotta, limitata nell'uso ad una convenienza in alcune applicazioni. ^[20]

Questa definizione rende la velocità della luce, definita esattamente come 299.792.458 m/s, pari esattamente a 299.792.458 × 86.400 ÷ 149.597.870.700 o circa 173,144632674240 au/d, circa 60 parti per trilione in meno rispetto alla stima del 2009.

Uso e significato

Con le definizioni utilizzate prima del 2012, l'unità astronomica dipendeva dalla costante gravitazionale eliocentrica, che è il prodotto della costante gravitazionale, G , e della massa solare, _☉ . Nessuno dei due G né _☉ possono essere misurati separatamente con elevata precisione, ma il valore del loro prodotto è noto con molta precisione osservando le posizioni relative dei pianeti (la terza legge di Keplero espressa in termini di gravitazione newtoniana). Solo il prodotto è necessario per calcolare le posizioni planetarie di un'effemeride, quindi le effemeridi sono calcolate in unità astronomiche e non in unità SI.

Il calcolo delle effemeridi richiede anche una considerazione degli effetti della relatività generale. In particolare, gli intervalli di tempo misurati sulla superficie terrestre (Terrestrial Time, TT) non sono costanti se confrontati con i moti dei pianeti: il secondo terrestre (TT) sembra essere più lungo vicino a gennaio e più corto vicino a luglio se confrontato con il "secondo planetario" (convenzionalmente misurato in TDB). Questo perché la distanza tra la Terra e il Sole non è fissa (varia tra 0,9832898912 e 1,0167103335 UA) e, quando La Terra è più vicina al Sole (perielio), il campo gravitazionale del Sole è più forte e la Terra si muove più velocemente lungo il suo percorso orbitale. Poiché il metro è definito in termini di secondi e la velocità della luce è costante per tutti gli osservatori, il metro terrestre sembra cambiare in lunghezza rispetto al "metro planetario" su base periodica.

Il metro è definito come un'unità di lunghezza corretta. Infatti, il Comitato Internazionale dei Pesi e delle Misure (CIPM) osserva che "la sua definizione si applica solo all'interno di un'estensione spaziale sufficientemente piccola da poter ignorare gli effetti della non uniformità del campo gravitazionale". ^[25] Pertanto, una distanza all'interno del Sistema Solare senza specificare il quadro di riferimento per la misurazione è problematica. La definizione del 1976 dell'unità astronomica era incompleta perché non specificava il quadro di riferimento in cui applicare la misura, ma si dimostrò pratica per il calcolo delle effemeridi: è stata proposta una definizione più completa che è coerente con la relatività generale, ^[26] e ne è seguito un "vigoroso dibattito" ^[27] fino all'agosto 2012, quando l'IAU ha adottato l'attuale definizione di 1 unità astronomica = 149.597.870.700 metri.

L'unità astronomica è tipicamente utilizzata per le distanze su scala del sistema stellare, come la dimensione di un disco protostellare o la distanza eliocentrica di un asteroide, mentre altre unità sono utilizzate per altre distanze in astronomia. L'unità astronomica è troppo piccola per essere conveniente per le distanze interstellari, dove il parsec e l'anno luce sono ampiamente utilizzati. Il parsec (secondo d'arco di parallasse) è definito in termini di unità astronomica, essendo la distanza di un oggetto con una parallasse di 1". L'anno luce è spesso usato in opere popolari, ma non è un'unità non SI approvata ed è raramente usato dagli astronomi professionisti. ^[28]

Quando si simula un modello numerico del Sistema Solare, l'unità astronomica fornisce una scala appropriata che minimizza gli errori (overflow, underflow e troncamento) nei calcoli in virgola mobile.

Il

libro Sulle dimensioni e le distanze del Sole e della Luna , attribuito ad Aristarco, dice che la distanza dal Sole è da 18 a 20 volte la distanza dalla Luna, mentre il rapporto reale è di circa 389,174. Quest'ultima stima si basava sull'angolo tra la mezzaluna e il Sole, che stimò in 87° (il valore reale era vicino a 89,853°). A seconda della distanza che van Helden suppone che Aristarco abbia usato per la distanza dalla Luna, la sua distanza calcolata dal Sole cadrebbe tra i 380 e i 1.520 raggi terrestri. ^[29]

Ipparco diede una stima della distanza della Terra dal Sole, citata da Pappo come pari a 490 raggi terrestri. Secondo secondo le ricostruzioni congetturali di Noel Swerdlow e G. J. Toomer, questo è derivato dalla sua assunzione di una parallasse solare "meno percettibile" di 7'. ^[30]

Un trattato matematico cinese, lo Zhoubi Suanjing (1° secolo a.C. circa), mostra come la distanza dal Sole possa essere calcolata geometricamente, utilizzando le diverse lunghezze delle ombre di mezzogiorno osservate in tre luoghi a 1.000 li di distanza e l'ipotesi che la Terra sia piatta. ^[31]

Secondo Eusebio nella Praeparatio evangelica (Libro XV, Capitolo 53), Eratostene trovò che la distanza dal Sole era "σταδιων μυριαδας τετρακοσιας και οκτωκισμυριας" (letteralmente "di miriadi di stadi 400 e 80.000") ma con l'aggiunta che nel testo greco l'accordo grammaticale è tra miriadi (non stadi ) da un lato e sia 400 che 80.000 dal Altro: tutti e tre sono accusativo plurale, mentre σταδιων è genitivo plurale ("di stadia"). Tutte e tre le parole (o tutte e quattro, inclusi stadia ) sono flesse. Questo è stato tradotto o come 4080000 stadi (traduzione del 1903 di Edwin Hamilton Gifford), o come 804.000.000 stadi (edizione di Édouard des Places, datata 1974-1991). Utilizzando lo stadio greco di 185-190 metri, ^{[32] [33]} la prima traslazione arriva a 754.800 km a 775.200 km, che è troppo bassa, mentre la seconda traslazione arriva a 148,7 a 152,8 miliardi di metri (con precisione entro il 2%). ^[34]

Distanza dal Sole stimata da	Stima		In au	Errore percentuale
	Parallasse solare	Raggi terrestri
Aristarco(3rd secolo a.C.) (in Sulle dimensioni)	13′24"–7′12"	256,5–477,8	0,011–0,020	-98,9% a -98%
Archimede (III secolo a.C.) (in The Sand Reckoner)	21"	10.000	0,426	-57,4%
Ipparco (II secolo a.C.)	7′	490	0,021	-97,9%
Posidonio (I secolo a.C.) (citato dal coevo Cleomede)	21"	10.000	0,426	-57,4%
Tolomeo (II secolo)	2′ 50"	1.210	0,052	-94,8%
Godefroy Wendelin (1635)	15"	14.000	0,597	-40,3%
Jeremiah Horrocks (1639)	15"	14.000	0,597	-40,3%
Christiaan Huygens (1659)	8.2"	25.086 [35]	1.068	6.8%
Cassini & Richer (1672)	9.5"	21.700	0.925	-7.5%
Flamsteed (1672)	9.5"	21.700	0.925	-7.5%
Jérôme Lalande (1771)	8.6 "	24.000	1.023	2.3%
Simon Newcomb (1895)	8.80"	23.440	0,9994	-0,06%
Arthur Hinks (1909)	8,807"	23,420	0,9985	-0,15%
H. Spencer Jones (1941)	8,790"	23,466	1,0005	0,05%
Astronomia moderna	8,794143"	23,455	1,0000

Nel II secolo d.C., Tolomeo stimò la media distanza del Sole pari a 1.210 volte il raggio terrestre. ^{[36] [37]} Per determinare questo valore, Tolomeo iniziò misurando la parallasse della Luna, trovando quella che equivaleva a una parallasse lunare orizzontale di 1° 26′, che era troppo grande. Derivò quindi una distanza lunare massima di 64+1/6 raggi terrestri. A causa di errori di annullamento nella sua figura di parallasse, nella sua teoria dell'orbita della Luna e in altri fattori, questa cifra era approssimativamente corretta. ^{[38] [39]} Misurò quindi le dimensioni apparenti del Sole e della Luna e concluse che il diametro apparente del Sole era uguale al diametro apparente della Luna alla massima distanza della Luna, e dalle registrazioni delle eclissi lunari, stimò questo diametro apparente, così come il diametro apparente del cono d'ombra della Terra attraversato dalla Luna durante un'eclissi lunare. Alla luce di questi dati, la distanza di il Sole dalla Terra può essere calcolato trigonometricamente in 1.210 raggi terrestri. Questo dà un rapporto tra la distanza solare e lunare di circa 19, che corrisponde alla cifra di Aristarco. Sebbene la procedura di Tolomeo sia teoricamente praticabile, è molto sensibile a piccoli cambiamenti nei dati, tanto che cambiare una misurazione di pochi punti percentuali può rendere infinita la distanza solare. ^[38]

Dopo che l'astronomia greca fu trasmessa al mondo islamico medievale, gli astronomi apportarono alcune modifiche al modello cosmologico di Tolomeo, ma non cambiarono molto la sua stima della distanza Terra-Sole. Ad esempio, nella sua introduzione all'astronomia tolemaica, al-Farghānī diede una distanza solare media di 1.170 raggi terrestri, mentre nel suo zij , al-Battānī utilizzò una distanza solare media di 1.108 raggi terrestri. Gli astronomi successivi, come al-Bīrūnī, usarono valori simili. ^[40] Più tardi in Europa, Copernico e Tycho Brahe usò anche cifre comparabili (1.142 e 1.150 raggi terrestri), e così la distanza approssimativa Terra-Sole di Tolomeo sopravvisse fino al XVI secolo. ^[41]

Giovanni Keplero fu il primo a rendersi conto che la stima di Tolomeo doveva essere significativamente troppo bassa (secondo Keplero, almeno di un fattore tre) nelle sue Tavole Rudolfini (1627). Le leggi di Keplero sul moto planetario permisero agli astronomi di calcolare le distanze relative dei pianeti dal Sole e riaccesero l'interesse per la misurazione del valore assoluto della Terra (che poteva quindi essere applicato agli altri pianeti). L'invenzione del telescopio ha permesso misurazioni degli angoli molto più accurate di quanto sia possibile ad occhio nudo. L'astronomo fiammingo Godefroy Wendelin ripeté le misurazioni di Aristarco nel 1635 e scoprì che il valore di Tolomeo era troppo basso di un fattore di almeno undici.

Una stima un po' più accurata può essere ottenuta da: osservando il transito di Venere. ^[42] Misurando il transito in due diverse località, si può calcolare con precisione la parallasse di Venere e dalla distanza relativa della Terra e di Venere dal Sole, la parallasse solareα (che non può essere misurata direttamente a causa della luminosità del Sole ^[43] ). Jeremiah Horrocks aveva tentato di produrre una stima basata sulla sua osservazione del transito del 1639 (pubblicata nel 1662), dando una parallasse solare di 15", simile alla cifra di Wendelin. La parallasse solare è correlata alla distanza Terra-Sole misurata in raggi terrestri da

Quanto più piccola è la parallasse solare, maggiore è la distanza tra il Sole e la Terra: una parallasse solare di 15" equivale a una distanza Terra-Sole di 13.750 raggi terrestri.

Christiaan Huygens credeva che la distanza fosse ancora maggiore: confrontando le dimensioni apparenti di Venere e Marte, Ha stimato un valore di circa 24.000 raggi terrestri, ^[35] equivalente a una parallasse solare di 8,6". Sebbene la stima di Huygens sia notevolmente vicina ai valori moderni, è spesso scartata dagli storici dell'astronomia a causa delle molte ipotesi non dimostrate (e errate) che ha dovuto fare affinché il suo metodo funzionasse; L'accuratezza del suo valore sembra essere basata più sulla fortuna che su una buona misurazione, con i suoi vari errori che si annullano a vicenda.

Jean Richer e Giovanni Domenico Cassini misurarono la parallasse di Marte tra Parigi e Caienna nella Guyana francese quando Marte era al suo punto più vicino alla Terra nel 1672. Arrivarono a una cifra per la parallasse solare di 9,5", equivalente a una distanza Terra-Sole di circa 22.000 raggi terrestri. Furono anche i primi astronomi ad avere accesso a un valore accurato e affidabile per il raggio della Terra, che era stato misurato dal loro collega Jean Picard nel 1669 in 3.269.000 tois . Questo stesso anno vide un'altra stima dell'unità astronomica da parte di John Flamsteed, che la realizzò da solo misurando la parallasse marziano-diurna. ^[44] Un altro collega, Ole Rømer, scoprì la velocità finita della luce nel 1676: la velocità era così grande che di solito veniva citata come il tempo necessario alla luce per viaggiare dal Sole alla Terra, o "tempo luce per unità di distanza", una convenzione che è seguita ancora oggi dagli astronomi.

Un metodo migliore per osservare i transiti di Venere fu ideato da James Gregory e pubblicato nel suo Optica Promata (1663). Fu fortemente sostenuta da Edmond Halley ^[45] e fu applicata ai transiti di Venere osservati nel 1761 e nel 1769, e poi di nuovo nel 1874 e nel 1882. I transiti di Venere avvengono in coppia, ma meno di una coppia ogni secolo, e l'osservazione dei transiti nel 1761 e nel 1769 è stata un'operazione scientifica internazionale senza precedenti comprese le osservazioni di James Cook e Charles Green da Tahiti. Nonostante la Guerra dei Sette Anni, dozzine di astronomi furono inviati nei punti di osservazione di tutto il mondo con grandi spese e pericoli personali: molti di loro morirono nell'impresa. ^[46] I vari risultati sono stati raccolti da Jérôme Lalande per dare una cifra per la parallasse solare di 8,6". Karl Rudolph Powalky aveva fatto una stima di 8,83 pollici nel 1864. ^[47]

Data	Metodo	A /Gm	Incertezza
1895	aberrazione	149,25	0,12
1941	parallasse	149,674	0,016
1964	radar	149,5981	0,001
1976	telemetria	149,597870	0,000001
2009	telemetria	149.597870700	0.000000003

Un altro metodo prevedeva la determinazione della costante di aberrazione. Simon Newcomb diede grande peso a questo metodo quando derivò il suo valore ampiamente accettato di 8,80" per la parallasse solare (vicino al valore moderno di 8,794143"), sebbene Newcomb utilizzasse anche i dati dei transiti di Venere. Newcomb collaborò anche con A. A. Michelson per misurare la velocità della luce con apparecchiature terrestri; combinato con la costante di aberrazione (che è correlata al tempo di luce per unità di distanza), questo ha dato la prima misurazione diretta della distanza Terra-Sole in metri. Il valore di Newcomb per la parallasse solare (e per la costante di aberrazione e la costante gravitazionale gaussiana) furono incorporati nel primo sistema internazionale di costanti astronomiche nel 1896, ^che rimase in vigore per il calcolo delle effemeridi fino al 1964. ^[49] Il nome "unità astronomica" sembra essere stato usato per la prima volta nel 1903. ^{[50] [ verifica fallita ]}

La scoperta dell'asteroide vicino alla Terra 433 Eros e il suo passaggio vicino alla Terra nel 1900-1901 permise un notevole miglioramento nella misurazione della parallasse. ^[51] Un altro progetto internazionale per misurare la parallasse di 433 Eros fu intrapreso nel 1930-1931. ^{[43] [52]}

Le misurazioni radar dirette delle distanze di Venere e Marte divennero disponibili nei primi anni '60. Insieme a misurazioni migliorate della velocità della luce, questi mostrarono che i valori di Newcomb per la parallasse solare e la costante di aberrazione erano incoerenti tra loro. ^[53]

Sviluppi

L'unità di distanza A (il valore dell'unità astronomica in metri) può essere espresso in termini di altre costanti astronomiche:

dove G è la costante newtoniana di gravitazione, _☉ è la massa solare, k è il valore numerico della costante gravitazionale gaussiana e D è il periodo di tempo di un giorno. ^[1] Il Sole perde costantemente massa irradiando energia, ^[54] quindi le orbite dei pianeti si espandono costantemente verso l'esterno dal Sole. Ciò ha portato a richieste di abbandonare l'unità astronomica come unità di misura. ^[55]

Poiché la velocità della luce ha un valore definito esattamente in unità SI e la costante gravitazionale gaussiana k è fissata nel sistema astronomico di unità, misurare il tempo di luce per unità di distanza è esattamente equivalente a misurare il prodotto G× _☉ in unità SI. Quindi, è possibile costruire effemeridi interamente in unità SI, che sta diventando sempre più il norma.

Un'analisi del 2004 delle misure radiometriche nel Sistema Solare interno ha suggerito che l'aumento secolare dell'unità di distanza era molto più grande di quanto possa essere spiegato dalla radiazione solare, +15±4 metri per secolo. ^{[56] [57]}

Le misurazioni delle variazioni secolari dell'unità astronomica non sono confermate da altri autori e sono piuttosto controverse. Inoltre, dal 2010, l'unità astronomica non è stata stimata dalle effemeridi planetarie. ^[58]

Esempi

La tabella seguente contiene alcune distanze espresse in unità astronomiche. Include alcuni esempi con distanze che normalmente non sono date in unità astronomiche, perché sono troppo brevi o troppo lunghe. Le distanze normalmente cambiano nel tempo. Gli esempi sono elencati aumentando la distanza.

: : <° colspan="5"> Nota: Le cifre in questa tabella sono generalmente stime arrotondate, spesso stime approssimative, e possono differire considerevolmente da altre fonti. La tabella include anche altre unità di lunghezza per il confronto.

Oggetto o lunghezza	Lunghezza o distanza in au		Gamma Commento e punto di riferimento	Rif:
Secondo-luce:	0,002	–	Distanza percorsa dalla luce in un secondo	–
Distanza lunare	0,0026	–	Distanza media dalla Terra (che le missioni Apollo hanno impiegato circa 3 giorni per percorrere)	–
Raggio solare	0,005	–	Raggio del Sole (695500 km, 432450 mi, cento volte il raggio della Terra o dieci volte il raggio medio di Giove)	–
Minuto luce	0,12	–	Distanza che la luce percorre in un minuto	–
Mercurio	0,39	–	Distanza media dal Sole	–
Venere	0,72	–	Distanza media da il Sole	–
Terra	1,00	–	Distanza media dell'orbita terrestre dal Sole (la luce solare viaggia per 8 minuti e 19 secondi prima di raggiungere la Terra)	–
Marte	1,52	–	Distanza media dal Sole	–
Giove	5,2	–	Distanza media dal Sole	–
Ora luce	7,2	–	Distanza che la luce percorre in un'ora	–
Saturno	9,5	–	Distanza media dal Sole	–
Urano	19,2	–	Distanza media dal Sole	–
Fascia di Kuiper	30	–	Il bordo interno inizia a circa 30 UA	[59]
Nettuno	30,1	–	Distanza media dal Sole	–
Eris	67,8	–	Distanza media dal Sole	–
Voyager 2	137	–	Distanza dal Sole nel mese di ottobre 2024	[60]
Voyager 1	165	–	Distanza dal Sole nel mese di ottobre 2024	[60]
Giorno luce	173	–	Distanza percorsa dalla luce in un giorno	–
Anno luce	63.241	–	Distanza percorsa dalla luce in un anno giuliano (365,25 giorni)	–
Nube di Oort	75.000	± 25.000	Distanza del limite esterno della nube di Oort dal Sole (stimata, corrisponde a 1,2 anni luce)	–
Parsec	206,265	–	Un parsec. Il parsec è definito in termini di unità astronomica, viene utilizzato per misurare distanze oltre l'ambito del Sistema Solare ed è di circa 3,26 anni luce: 1 pc = 1 au/tan(1")	[6] [61]
Proxima Centauri	268.000	± 126	Distanza dalla stella più vicina al Sistema Solare	–
Centro Galattico della Via Lattea	1.700.000.000	–	Distanza dal Sole al centro della Via Lattea	–

Vedi anche

Riferimenti