Астрономическая единица -Astronomical unit

астрономическая единица
Астрономическая единица.png
Серая линия указывает расстояние от Земли до Солнца, которое в среднем составляет около 1 астрономической единицы.
Общая информация
Система единиц Астрономическая система единиц
(Принята для использования с СИ)
Единица длина
Символ ау или ау или ау
Конверсии
1 а.е. или а.е. или а.е. в... ... равно ...
   метрические ( СИ ) единицы    1,495 978 707 × 10 11  м
   имперские  и  американские  единицы    9,2956 × 10 7  миль
   астрономические единицы    4,8481 × 10–6 шт . 
   1,5813 × 10 −5  св. лет

Астрономическая единица (обозначение: а.е. , или а.е. или а.е. ) — это единица длины , примерно равная расстоянию от Земли до Солнца и приблизительно равная 150 миллионам километров (93 миллионам миль) или 8,3 световым минутам. Фактическое расстояние от Земли до Солнца меняется примерно на 3% по мере того, как Земля вращается вокруг Солнца, от максимума ( афелий ) до минимума ( перигелий ) и обратно один раз в год. Первоначально астрономическая единица была задумана как среднее значение афелия и перигелия Земли; однако с 2012 года он определяется как именно149 597 870 700  м (см. ниже несколько преобразований).

Астрономическая единица используется в основном для измерения расстояний внутри Солнечной системы или вокруг других звезд. Это также фундаментальный компонент в определении другой единицы астрономической длины, парсека .

История использования символа

Для астрономической единицы использовались различные символы единиц и сокращения. В резолюции 1976 года Международный астрономический союз  (МАС) использовал символ А для обозначения длины, равной астрономической единице. В астрономической литературе символ AU был (и остается) распространенным. В 2006 году Международное бюро мер и весов (BIPM) рекомендовало ua в качестве символа единицы измерения от французского «unité astronomique». В ненормативном Приложении C к ISO 80000-3 :2006 (теперь отозванном) символом астрономической единицы также был ua.

В 2012 году МАС, отметив, что «в настоящее время для астрономической единицы используются различные символы», рекомендовал использовать символ «au». Научные журналы , издаваемые Американским астрономическим обществом и Королевским астрономическим обществом, впоследствии приняли этот символ. В редакции Брошюры SI 2014 г. и издании 2019 г. BIPM использовал символ единицы измерения «а.е.». В ISO 80000-3:2019, который заменяет ISO 80000-3:2006, астрономическая единица не упоминается.

Разработка определения единицы измерения

Орбита Земли вокруг Солнца представляет собой эллипс . Большая полуось этой эллиптической орбиты определяется как половина сегмента прямой линии , соединяющего перигелий и афелий . Центр Солнца лежит на этом прямолинейном отрезке, но не в его середине. Поскольку эллипсы представляют собой хорошо изученные формы, измерение точек их экстремумов определило точную форму математически и сделало возможными расчеты для всей орбиты, а также прогнозы, основанные на наблюдениях. Кроме того, он точно нанес на карту самое большое прямолинейное расстояние, которое Земля проходит за год, определив время и места для наблюдения самого большого параллакса (очевидных сдвигов положения) у ближайших звезд. Знание смещения Земли и смещения звезды позволило рассчитать расстояние до звезды. Но все измерения подвержены некоторой степени погрешности или неопределенности, а неопределенность длины астрономической единицы только увеличила неопределенность звездных расстояний. Повышение точности всегда было ключом к улучшению понимания астрономии. На протяжении двадцатого века измерения становились все более точными и изощренными и все более зависимыми от точного наблюдения за эффектами, описанными теорией относительности Эйнштейна , и от используемых ею математических инструментов.

Улучшение измерений постоянно проверялось и перепроверялось посредством лучшего понимания законов небесной механики , управляющих движением объектов в пространстве. Ожидаемые положения и расстояния до объектов в установленное время рассчитываются (в а.е.) по этим законам и собираются в набор данных, называемый эфемеридой . Система HORIZONS Лаборатории реактивного движения НАСА предоставляет одну из нескольких услуг по вычислению эфемерид.

В 1976 году, чтобы установить даже точную меру астрономической единицы, МАС официально принял новое определение . Хотя определение было основано непосредственно на лучших на тот момент наблюдательных измерениях, оно было переработано с точки зрения лучших на тот момент математических выводов из небесной механики и планетарных эфемерид. В нем говорилось, что «астрономическая единица длины — это длина ( A ), для которой гауссова гравитационная постоянная ( k ) принимает значение0,017 202 098 95 , когда единицами измерения являются астрономические единицы длины, массы и времени». Эквивалентно, согласно этому определению, одна а.е. является «радиусом невозмущенной круговой ньютоновской орбиты вокруг Солнца частицы, имеющей бесконечно малую массу, с угловой частотой0,017 202 098 95  радиан в день "; или, альтернативно, длина, для которой гелиоцентрическая гравитационная постоянная (произведение G M ) равна (0,017 202 098 95 ) 2  а.е. 3 /d 2 , когда длина используется для описания положения объектов в Солнечной системе.

Последующие исследования Солнечной системы космическими аппаратами позволили получить точные измерения относительного положения внутренних планет и других объектов с помощью радиолокации и телеметрии . Как и во всех радиолокационных измерениях, они основаны на измерении времени, необходимого фотонам для отражения от объекта. Поскольку все фотоны движутся в вакууме со скоростью света , фундаментальной константой Вселенной, расстояние от объекта до зонда рассчитывается как произведение скорости света и измеренного времени. Однако для точности расчеты требуют корректировки таких вещей, как движения зонда и объекта во время прохождения фотонов. Кроме того, измерение самого времени должно быть переведено в стандартную шкалу, учитывающую релятивистское замедление времени. Сравнение положений эфемерид с измерениями времени, выраженными в барицентрическом динамическом времени  (TDB), приводит к значению скорости света в астрономических единицах в сутки (из86 400  с ). К 2009 году МАС обновил свои стандартные меры, чтобы отразить улучшения, и рассчитал скорость света на173,144 632 6847 (69) а.е./д (TDB).

В 1983 году МКМВ модифицировал Международную систему единиц (СИ), чтобы метр определялся как расстояние, пройденное светом в вакууме за 1/1. 299 792 458 секунд. Это заменило предыдущее определение, действовавшее между 1960 и 1983 годами, согласно которому метр равнялся определенному количеству длин волн определенной линии излучения криптона-86. (Причиной изменения был усовершенствованный метод измерения скорости света.) Тогда скорость света можно было бы точно выразить как c 0 =299 792 458  м/с , стандарт, также принятый числовыми стандартами IERS . Исходя из этого определения и стандарта IAU 2009 года, время прохождения светом астрономической единицы равно τ A =499,004 783 8061 ± 0,000 000 01  с , что чуть больше 8 минут 19 секунд. Путем умножения наилучшая оценка IAU 2009 года была A  = c 0 τ A  =149 597 870 700 ± 3 м , на основе сравнения эфемерид Лаборатории реактивного движения и ИАА–РАН .

В 2006 году BIPM сообщил значение астрономической единицы как1,495 978 706 91 (6) × 10 11  м . В редакции Брошюры SI от 2014 г. BIPM признал новое определение астрономической единицы, данное МАС в 2012 г., как149 597 870 700  м .

Эта оценка по-прежнему была получена на основе наблюдений и измерений, подверженных ошибкам, и основана на методах, которые еще не стандартизировали все релятивистские эффекты и, следовательно, не были постоянными для всех наблюдателей. В 2012 году, обнаружив, что одно лишь выравнивание относительности сделало бы определение чрезмерно сложным, МАС просто использовал оценку 2009 года, чтобы переопределить астрономическую единицу как условную единицу длины, напрямую привязанную к метру (точно149 597 870 700  м ). Как следствие, новое определение также признает, что астрономическая единица теперь должна играть роль меньшей важности, ограниченную в своем использовании до удобства в некоторых приложениях.

1 астрономическая единица  "="149 597 870 700 метров (по определению)
= 149 597 870 700 километров (точно)
92 955 807,273 миль
499 004 783 84 световых секунды
8,316 746 3973 световых минут
1,581 250 740 98 × 10 −5 световых лет
4,848 136 8111 × 10 -6 парсек

Это определение делает скорость света, определяемую как точно299 792 458  м/с , что в точности равно299 792 458  × 86 400  ÷ 149 597 870 700 или около того173,144 632 674 240  австралийских долларов в день, что примерно на 60 частей на триллион меньше, чем оценка 2009 года.

Использование и значение

С определениями, использовавшимися до 2012 года, астрономическая единица зависела от гелиоцентрической гравитационной постоянной , то есть от произведения гравитационной постоянной G и солнечной массы M☉ . Ни G , ни M не могут быть измерены с высокой точностью по отдельности, но значение их произведения очень точно известно из наблюдений за относительным положением планет ( третий закон Кеплера, выраженный в терминах ньютоновской гравитации). Для расчета положения планет для эфемерид требуется только произведение, поэтому эфемериды рассчитываются в астрономических единицах, а не в единицах СИ.

Вычисление эфемерид также требует учета эффектов общей теории относительности . В частности, временные интервалы, измеряемые на поверхности Земли ( Terrestrial Time , TT), непостоянны по сравнению с движениями планет: земная секунда (TT) оказывается длиннее вблизи января и короче вблизи июля по сравнению с «планетарной секундой». (условно измеряется в TDB). Это связано с тем, что расстояние между Землей и Солнцем не является фиксированным (оно колеблется в пределах0,983 289 8912 и1,016 710 3335  а.е. ) и, когда Земля находится ближе к Солнцу ( перигелий ), гравитационное поле Солнца сильнее и Земля движется быстрее по своему орбитальному пути. Поскольку метр определяется в секундах, а скорость света постоянна для всех наблюдателей, кажется, что земной метр периодически изменяется по длине по сравнению с «планетарным метром».

Метр определяется как единица надлежащей длины , но определение SI не определяет метрический тензор , который будет использоваться при его определении. Действительно, Международный комитет мер и весов (CIPM) отмечает, что «его определение применимо только в пределах достаточно малой пространственной протяженности, чтобы можно было игнорировать эффекты неоднородности гравитационного поля». Таким образом, счетчик не определен для целей измерения расстояний в пределах Солнечной системы. Определение астрономической единицы 1976 года было неполным, поскольку оно не определяло систему отсчета , в которой следует измерять время, но оказалось практичным для расчета эфемерид: было предложено более полное определение, совместимое с общей теорией относительности, и дебаты» продолжались до августа 2012 года, когда МАС принял нынешнее определение 1 астрономической единицы =149 597 870 700 метров .

Астрономическая единица обычно используется для расстояний в масштабе звездной системы , таких как размер протозвездного диска или гелиоцентрическое расстояние астероида, тогда как другие единицы используются для других расстояний в астрономии . Астрономическая единица слишком мала, чтобы ее можно было использовать для межзвездных расстояний, где широко используются парсек и световой год . Парсек (параллакс угловая секунда ) определяется в терминах астрономической единицы, являющейся расстоянием объекта с параллаксом1″ . Световой год часто используется в популярных работах, но не является утвержденной единицей измерения, отличной от системы СИ, и редко используется профессиональными астрономами.

При моделировании численной модели Солнечной системы астрономическая единица обеспечивает соответствующий масштаб, который минимизирует ( переполнение , недополнение и усечение ) ошибки в вычислениях с плавающей запятой .

История

В книге «О размерах и расстояниях Солнца и Луны» , приписываемой Аристарху , говорится, что расстояние до Солнца в 18–20 раз больше расстояния до Луны , тогда как истинное соотношение составляет около389.174 . Последняя оценка была основана на угле между полумесяцем и Солнцем, который он оценил как87° (истинное значение близко к89,853° ). В зависимости от расстояния, которое, как полагает ван Хельден, использовал Аристарх для определения расстояния до Луны, его расчетное расстояние до Солнца должно было находиться между380 и1520 радиусов Земли.

Согласно Евсевию в Praeparatio evangelica (книга XV, глава 53), Эратосфен обнаружил, что расстояние до Солнца составляет «σταδιων μυριαδας τετρακοσιας και οκτωκισμυριας» (буквально «мириады стадий 400 и80 000 ), но с дополнительным примечанием, что в греческом тексте грамматическое согласование между мириадами (не стадиями ), с одной стороны, и между 400 и80 000 , с другой стороны, поскольку в греческом, в отличие от английского, все три (или все четыре, если включить стадионы ) слова склонны . Это было переведено либо как4 080 000 стадий (перевод Эдвина Гамильтона Гиффорда 1903 г. ), или как804 000 000 стадий (издание Édourad des Places , 1974–1991). Используя греческий стадион от 185 до 190 метров, прежний перевод приходит к754 800  км до775 200  км , что слишком мало, тогда как второй перевод дает от 148,7 до 152,8 млн км (точность в пределах 2%). Гиппарх также дал оценку расстояния Земли от Солнца, которое, по словам Паппа , равно 490 земным радиусам. Согласно предполагаемым реконструкциям Ноэля Свердлоу и Дж. Дж. Тумера , это было получено из его предположения о «наименее заметном» солнечном параллаксе7 .

Китайский математический трактат Zhoubi Suanjing (ок. 1 век до н.э.) показывает, как расстояние до Солнца можно вычислить геометрически, используя разную длину полуденных теней, наблюдаемых в трех местах.1000 ли друг от друга и предположение, что Земля плоская.

Расстояние до Солнца
оценивается по
Оценивать В ау
Солнечный
параллакс
Земные
радиусы
Аристарх (3 век до н.э.)
« О размерах » )  
13′ 24″7′ 12″ 256,5477,8 0,0110,020
Архимед (3 век до н.э.)
The Sand Reckoner )
21″ 10 000 0,426
Гиппарх (2 век до н.э.) 7′ 490 0,021
Посидоний (I век до н. э.)
(цитируется ровесником Клеомедом )
21″ 10 000 0,426
Птолемей (2 век) 2 фута 50 дюймов 1210 0,052
Годфруа Венделен (1635 г.) 15″ 14 000 0,597
Иеремия Хоррокс (1639) 15″ 14 000 0,597
Христиан Гюйгенс (1659 г.) 8,2″ 25 086 1,068
Кассини и Ричер (1672 г.) 9,5″ 21 700 0,925
Флемстид (1672 г.) 9,5″ 21 700 0,925
Жером Лаланд (1771 г.) 8,6″ 24 000 1,023
Саймон Ньюкомб (1895) 8,80″ 23 440 0,9994
Артур Хинкс (1909) 8.807″ 23 420 0,9985
Х. Спенсер Джонс (1941) 8.790″ 23 466 1.0005
современная астрономия 8.794 143 23 455 1.0000

Во II веке нашей эры Птолемей оценил среднее расстояние до Солнца какв 1210 раз больше радиуса Земли . Чтобы определить это значение, Птолемей начал с измерения параллакса Луны и обнаружил, что горизонтальный параллакс Луны составляет 1° 26′, что было слишком большим. Затем он получил максимальное расстояние до Луны 64+1/6Земные радиусы. Из-за устранения ошибок в его фигуре параллакса, его теории орбиты Луны и других факторов эта цифра была приблизительно правильной. Затем он измерил видимые размеры Солнца и Луны и пришел к выводу, что видимый диаметр Солнца равен видимому диаметру Луны на наибольшем расстоянии от Луны, и на основании записей лунных затмений он оценил этот видимый диаметр как а также видимый диаметр теневого конуса Земли, пересекаемого Луной во время лунного затмения. Учитывая эти данные, расстояние от Солнца до Земли может быть вычислено тригонометрически как1210 радиусов Земли. Это дает отношение солнечного расстояния к лунному примерно 19, что соответствует цифре Аристарха. Хотя процедура Птолемея теоретически работоспособна, она очень чувствительна к небольшим изменениям данных, настолько, что изменение измерения на несколько процентов может сделать расстояние до Солнца бесконечным.

После того, как греческая астрономия была передана средневековому исламскому миру, астрономы внесли некоторые изменения в космологическую модель Птолемея, но не сильно изменили его оценку расстояния между Землей и Солнцем. Например, во введении к птолемеевской астрономии аль-Фаргани дал среднее расстояние до Солнца, равное1170 земных радиусов, тогда как в своем зидж аль -Баттани использовал среднее солнечное расстояние1108 радиусов Земли. Последующие астрономы, такие как аль-Бируни , использовали аналогичные значения. Позже в Европе Коперник и Тихо Браге также использовали сопоставимые цифры (1142 и1150 земных радиусов), и поэтому приблизительное расстояние между Землей и Солнцем, установленное Птолемеем, сохранилось до 16 века.

Иоганн Кеплер был первым, кто понял, что оценка Птолемея должна быть значительно занижена (согласно Кеплеру, по крайней мере, в три раза) в его таблицах Рудольфина (1627 г.). Законы Кеплера о движении планет позволили астрономам рассчитать относительное расстояние планет от Солнца и возродили интерес к измерению абсолютного значения для Земли (которое затем можно было применить к другим планетам). Изобретение телескопа позволило измерять углы гораздо точнее, чем это возможно невооруженным глазом. Фламандский астроном Годфруа Венделин повторил измерения Аристарха в 1635 году и обнаружил, что значение Птолемея занижено как минимум в одиннадцать раз.

Несколько более точную оценку можно получить, наблюдая прохождение Венеры . Измеряя прохождение в двух разных местах, можно точно рассчитать параллакс Венеры, а исходя из относительного расстояния Земли и Венеры от Солнца — солнечный параллакс α ( который нельзя измерить напрямую из-за яркости Солнца). Иеремия Хоррокс попытался произвести оценку, основанную на его наблюдении транзита 1639 года (опубликованном в 1662 году), что дало солнечный параллакс15 , аналогично рисунку Венделина. Солнечный параллакс связан с расстоянием между Землей и Солнцем, измеряемым в радиусах Земли соотношением

Чем меньше солнечный параллакс, тем больше расстояние между Солнцем и Землей: солнечный параллакс15″ эквивалентно расстоянию между Землей и Солнцем13 750 радиусов Земли.

Христиан Гюйгенс считал, что расстояние было еще больше: сравнив видимые размеры Венеры и Марса , он оценил величину около24 000 радиусов Земли, что эквивалентно солнечному параллаксу8,6″ . Хотя оценка Гюйгенса удивительно близка к современным значениям, историки астрономии часто не принимают ее во внимание из-за множества недоказанных (и неверных) предположений, которые ему пришлось сделать, чтобы его метод работал; точность его значения, кажется, основана больше на удаче, чем на хороших измерениях, поскольку его различные ошибки компенсируют друг друга.

Прохождение Венеры по лику Солнца долгое время было лучшим методом измерения астрономической единицы, несмотря на трудности (здесь так называемый «эффект черной капли») и редкость наблюдений.

Жан Рише и Джованни Доменико Кассини измерили параллакс Марса между Парижем и Кайеной во Французской Гвиане, когда Марс был ближе всего к Земле в 1672 году. Они пришли к цифре солнечного параллакса9,5 ″ , что эквивалентно расстоянию между Землей и Солнцем около22 000 радиусов Земли. Они также были первыми астрономами, получившими доступ к точному и надежному значению радиуса Земли, которое было измерено их коллегой Жаном Пикардом в 1669 году как3 269 000 туаз . В том же году была сделана еще одна оценка астрономической единицы Джоном Флемстидом , который сделал это только путем измерения марсианского дневного параллакса . Другой коллега, Оле Рёмер , открыл конечную скорость света в 1676 году: скорость была настолько велика, что ее обычно приводили как время, необходимое свету для прохождения от Солнца до Земли, или «световое время на единицу расстояния». соглашение, которому до сих пор следуют астрономы.

Лучший метод наблюдения за прохождением Венеры был разработан Джеймсом Грегори и опубликован в его Optica Promata (1663 г.). Его решительно отстаивал Эдмонд Галлей , и он применялся к прохождениям Венеры, наблюдаемым в 1761 и 1769 годах, а затем снова в 1874 и 1882 годах. Проходы Венеры происходят парами, но менее одной пары в столетие, и наблюдение прохождения в 1761 году. а 1769 год стал беспрецедентной международной научной операцией, включая наблюдения Джеймса Кука и Чарльза Грина с Таити. Несмотря на Семилетнюю войну , десятки астрономов были отправлены в точки наблюдения по всему миру с большими затратами и личной опасностью: некоторые из них погибли при попытке. Различные результаты были сопоставлены Жеромом Лаландом , чтобы дать цифру для солнечного параллакса8,6″ . Карл Рудольф Повалки оценил8,83 дюйма в 1864 году.

Дата Метод А /Гм Неопределенность
1895 г. аберрация 149,25 0,12
1941 г. параллакс 149,674 0,016
1964 г. радар 149,5981 0,001
1976 г. телеметрия 149 597 870 0,000 001
2009 г. телеметрия 149 597 870 700 0,000 000 003

Другой метод заключался в определении константы аберрации . Саймон Ньюкомб придавал большое значение этому методу, когда выводил общепризнанное значение8,80″ для солнечного параллакса (близко к современному значению8,794 143 ), хотя Ньюкомб использовал и данные о прохождении Венеры. Ньюкомб также сотрудничал с А. А. Майкельсоном для измерения скорости света с помощью наземного оборудования; в сочетании с константой аберрации (которая связана со световым временем на единицу расстояния) это дало первое прямое измерение расстояния Земля-Солнце в километрах. Значение Ньюкомба для солнечного параллакса (а также для постоянной аберрации и гравитационной постоянной Гаусса) были включены в первую международную систему астрономических констант в 1896 году, которая оставалась в силе для расчета эфемерид до 1964 года. Название «астрономическая единица» кажется, впервые был использован в 1903 году.

Открытие околоземного астероида 433 Эрос и его прохождение вблизи Земли в 1900–1901 гг. позволило значительно улучшить измерение параллакса. Другой международный проект по измерению параллакса 433 эроса был предпринят в 1930–1931 годах.

Прямые радиолокационные измерения расстояний до Венеры и Марса стали доступны в начале 1960-х годов. Наряду с улучшенными измерениями скорости света они показали, что значения Ньюкомба для солнечного параллакса и константы аберрации несовместимы друг с другом.

События

Астрономическая единица используется в качестве базовой линии треугольника для измерения звездных параллаксов (расстояния на изображении не в масштабе).

Единица расстояния A (значение астрономической единицы в метрах) может быть выражена через другие астрономические константы:

где Gньютоновская постоянная гравитации , M — масса Солнца, k — численное значение гауссовой гравитационной постоянной, а D — период времени в одни сутки. Солнце постоянно теряет массу, излучая энергию, поэтому орбиты планет постоянно расширяются от Солнца. Это привело к призывам отказаться от астрономической единицы как единицы измерения.

Поскольку скорость света имеет точно определенное значение в единицах СИ, а гравитационная постоянная Гаусса k фиксирована в астрономической системе единиц , измерение светового времени на единицу расстояния в точности эквивалентно измерению произведения G × M в единицах СИ. Следовательно, эфемериды можно полностью строить в единицах СИ, что все чаще становится нормой.

Анализ радиометрических измерений во внутренней части Солнечной системы, проведенный в 2004 году, показал, что вековое увеличение единичного расстояния было намного больше, чем можно объяснить солнечным излучением.15 ± 4 метра в столетие.

Измерения вековых вариаций астрономической единицы не подтверждаются другими авторами и весьма противоречивы. Кроме того, с 2010 года астрономическая единица не оценивалась по планетарным эфемеридам.

Примеры

В следующей таблице приведены некоторые расстояния, указанные в астрономических единицах. Он включает несколько примеров с расстояниями, которые обычно не приводятся в астрономических единицах, потому что они либо слишком короткие, либо слишком длинные. Обычно расстояния со временем меняются. Примеры перечислены по возрастанию расстояния.

Объект Длина или расстояние (а.е.) Диапазон Комментарий и ориентир ссылки
Световая секунда 0,0019 расстояние, которое свет проходит за одну секунду
Лунное расстояние 0,0026 среднее расстояние от Земли (которое миссии Аполлон путешествовали около 3 дней)
Солнечный радиус 0,005 радиус Солнца (695 500  км ,432 450  миль , что в сто раз больше радиуса Земли или в десять раз больше среднего радиуса Юпитера)
Световая минута 0,12 расстояние, которое свет проходит за одну минуту
Меркурий 0,39 среднее расстояние от Солнца
Венера 0,72 среднее расстояние от Солнца
Земля 1,00 среднее расстояние орбиты Земли от Солнца ( солнечный свет проходит за 8 минут и 19 секунд, прежде чем достичь Земли)
Марс 1,52 среднее расстояние от Солнца
Юпитер 5.2 среднее расстояние от Солнца
Световой час 7.2 расстояние, которое свет проходит за один час
Сатурн 9,5 среднее расстояние от Солнца
Уран 19.2 среднее расстояние от Солнца
пояс Койпера 30 Внутренний край начинается примерно на 30 а.е.
Нептун 30,1 среднее расстояние от Солнца
Эрис 67,8 среднее расстояние от Солнца
Вояджер 2 132 расстояние от Солнца в феврале 2023 г.
Вояджер 1 159 расстояние от Солнца в феврале 2023 г.
Световой день 173 расстояние, которое свет проходит за один день
Световой год 63 241 расстояние, которое свет проходит за один юлианский год (365,25 дня)
Облако Оорта 75 000 ±25 000 расстояние внешней границы облака Оорта от Солнца (оценочное, соответствует 1,2 световых года)
Парсек 206 265 один парсек . Парсек определяется с точки зрения астрономической единицы, используется для измерения расстояний за пределами Солнечной системы и составляет около 3,26 световых лет: 1 пк = 1 а.е./тангенс (1″).
Проксима Центавра 268 000 ± 126 расстояние до ближайшей к Солнечной системе звезды
Галактический центр 1 700 000 000 расстояние от Солнца до центра Млечного Пути
Примечание: цифры в этой таблице, как правило, округлены, это оценки, часто грубые оценки, и они могут значительно отличаться от других источников. Таблица также включает другие единицы длины для сравнения.

Смотрите также

Рекомендации

дальнейшее чтение

Внешние ссылки