Unidad astronómica - Astronomical unit


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unidad astronómica
unit.png astronómica
La línea gris indica la distancia Tierra-Sol, que en promedio es de alrededor de 1 unidad astronómica.
Información general
Unidad de sistema Sistema astronómico de unidades
(Aceptado para su uso con el SI)
Unidad de longitud
Símbolo au, ua, o AU 
conversiones
1 au, ua, o UA en ... ... es igual a ...
   métricas ( SI unidades)    149 597 870 700  m
   imperiales  y  estadounidenses  unidades    9.2956 × 10 7  mi
   unidades astronómicas    4,8481 × 10 -6  PC
    1,5813 × 10 -5  Ly

La unidad astronómica (símbolo: au, ua, o AU) es una unidad de longitud , aproximadamente la distancia de la Tierra a la Sun . Sin embargo, esta distancia varía a medida que la Tierra gira alrededor del Sol, desde un máximo ( afelio ) al mínimo ( perihelio ) y de nuevo una vez al año. Originalmente concebido como el promedio de afelio y el perihelio de la Tierra, desde 2012 se ha definido como exactamente 149 597 870 700 metros o unos 150 millones de kilómetros (93 millones de millas). La unidad astronómica se utiliza principalmente para medir distancias dentro del sistema solar o alrededor de otras estrellas. Sin embargo, también es un componente fundamental en la definición de otra unidad de longitud astronómica, el parsec .

Historia del uso de símbolos

Una variedad de símbolos de las unidades y abreviaturas han estado en uso por la unidad astronómica. En una resolución de 1976, la Unión Astronómica Internacional (UAI) que se utiliza el símbolo A para la unidad astronómica. En la literatura astronómica, el símbolo de la UA fue (y sigue siendo) común. En 2006, la Oficina Internacional de Pesos y Medidas (BIPM) recomienda ua como el símbolo de la unidad. En el anexo no normativa C a ISO 80000-3 (2006), el símbolo de la unidad astronómica es "ua". En 2012, la UAI, señalando "que los diversos símbolos son actualmente en uso para la unidad astronómica", recomendó el uso del símbolo "au". En el 2014 revisión de la SI Brochure, el BIPM utiliza la unidad de símbolo "au".

Desarrollo de la unidad definición

La órbita de la Tierra alrededor del Sol es una elipse . El eje semi-mayor de esta órbita elíptica se define para ser la mitad de la recta segmento de línea que une el afelio . El centro del Sol se encuentra en este segmento de línea recta, pero no en su punto medio. Debido elipses son formas bien entendido, la medición de los puntos de sus extremos definidos la forma exacta matemáticamente, e hizo posible cálculos para toda la órbita, así como las predicciones basadas en la observación. Además, se asigna exactamente la mayor distancia en línea recta que atraviesa la Tierra a lo largo de un año, tiempos y lugares para la observación de la definición de la más grande de paralaje (cambios aparentes de posición) en las estrellas cercanas. Conociendo a cambio de la Tierra y una estrella de turno permitieron la distancia a la estrella para ser calculado. Sin embargo, todas las mediciones están sujetas a cierto grado de error o incertidumbre, y las incertidumbres en la longitud de la unidad astronómica sólo aumentaron las incertidumbres en las distancias estelares. Las mejoras en la precisión siempre han sido la clave para mejorar la comprensión astronómico. A lo largo del siglo XX, las mediciones se hicieron cada vez más precisos y sofisticados, y cada vez más dependiente de la observación precisa de los efectos descritos por Einstein la teoría de la relatividad y sobre las herramientas matemáticas que utiliza.

La mejora de las mediciones se verificaron continuamente y controlaron de forma cruzada por medio de una mejor comprensión de las leyes de la mecánica celeste , que gobiernan los movimientos de los objetos en el espacio. Las posiciones y distancias de los objetos esperados en un tiempo establecido se calculan (en AU) de estas leyes, y se montan en un conjunto de datos denominado una efemérides . La NASA 's Jet Propulsion Laboratory Sistema HORIZONTES ofrece uno de los servicios de efemérides de cálculo.

En 1976, con el fin de establecer una medida aún más precisa de la unidad astronómica, la UAI formalmente adoptó una nueva definición . Aunque directamente sobre la base de las mediciones de observación entonces mejor disponible, la definición fue refundida en términos de las mejores entonces derivaciones matemáticas de la mecánica celeste y efemérides planetarias. Se afirma que "la unidad astronómica de longitud es que la longitud ( A ) para el que la constante gravitacional gaussiana ( k ) toma el valor 0.017 202 098 95 cuando las unidades de medida son las unidades astronómicas de longitud, la masa y el tiempo". De manera equivalente, por esta definición, una AU es "el radio de una órbita newtoniana circular no perturbada sobre el sol de una partícula que tiene masa infinitesimal, que se mueve con una frecuencia angular de 0,017 202 098 95  radianes por día "; o, alternativamente, que la longitud para la cual la constante gravitacional heliocéntrico (el producto G M ) es igual a ( 0.017 202 098 95 ) 2  AU 3 / d 2 , cuando la longitud se utiliza para describir las posiciones de los objetos en el sistema solar.

Exploraciones posteriores del sistema solar por sondas espaciales hacen posible la obtención de mediciones precisas de las posiciones relativas de los planetas interiores y otros objetos por medio de radar y telemetría . Al igual que con todas las mediciones de radar, éstos se basan en medir el tiempo que tarda fotones para ser reflejada de un objeto. Debido a que todos los fotones se mueven a la velocidad de la luz en el vacío, una constante fundamental del universo, la distancia de un objeto a partir de la sonda se calcula como el producto de la velocidad de la luz y el tiempo medido. Sin embargo, la precisión de los cálculos requieren un ajuste para cosas tales como los movimientos de la sonda y el objeto, mientras que los fotones están en tránsito. Además, la medición de la propia tiempo debe ser traducido a una escala estándar que da cuenta de la dilatación del tiempo relativista. La comparación de las posiciones de efemérides con medidas de tiempo expresadas en el TDB escala conduce a un valor para la velocidad de la luz en unidades astronómicas por día (de 86 400  s ). Para el año 2009, la UAI había actualizado sus medidas estándar para reflejar las mejoras, y se calcula la velocidad de la luz en 173.144 632 6847 (69) UA / d (TDB).

En 1983, el Comité Internacional de Pesas y Medidas (CIPM) modificó el Sistema Internacional de Unidades (SI o sistema métrico "moderna") para hacer que el metro se define como la distancia recorrido en el vacío por la luz en 1/299792458 segundos. Esto sustituye la definición anterior, válida entre 1960 y 1983, que fue que el metro igualó un cierto número de longitudes de onda de una cierta línea de emisión de criptón-86. (La razón para el cambio fue un método mejorado para la medición de la velocidad de la luz.) La velocidad de la luz podría entonces ser expresada exactamente como c 0 = 299 792 458  m / s , un estándar adoptado también por los IERS estándares numéricos. A partir de esta definición y el estándar de la UAI de 2009, el tiempo para que la luz atraviese una UA se encuentra que es τ A = 499.004 783 8.061 ± 0.000 000 01  s , más de 8 minutos. Por la multiplicación, la mejor estimación de la UAI 2009 fue A  = c 0 τ A  = 149 597 870 700 ± 3 m , en base a una comparación de JPL y IAA-RAS efemérides.

En 2006, el BIPM informó de un valor de la unidad astronómica como 1.495 978 706 91 (6) × 10 11  m . En el 2014 la revisión de la IS Folleto, el BIPM 2012 reconoció redefinición de la UAI de la unidad astronómica como 149 597 870 700  m . o un aumento de 9 metros.

Esta estimación todavía se deriva de la observación y mediciones sujeto a error, y en base a técnicas que aún no estandarizar todos los efectos relativistas, y por lo tanto no fueron constantes para todos los observadores. En 2012, encontrando que la igualación de la relatividad solo haría que la definición excesivamente compleja, la UAI simplemente utilizó la estimación de 2009 para redefinir la unidad astronómica como una unidad convencional de longitud directamente relacionado con el medidor (exactamente 149 597 870 700  m ). La nueva definición también reconoce como consecuencia de que la unidad astronómica es ahora a desempeñar un papel de menor importancia, limitada en su uso al de su conveniencia en algunas aplicaciones.

1 unidad astronómica   = 149 597 870 700 metros (exactamente)
92.955 807 millones de millas
499.004 segundos luz
4.848 1.368 mil millonésimas ( 4,848 1368 × 10 -6 ) de un parsec
15.812 507 millonésimas ( 15,812 507 × 10 -6 ) de un año luz

Esta definición hace que la velocidad de la luz, que se define como exactamente 299 792 458  m / s , lo que equivale a exactamente 299 792 458  ×  86 400  ÷  149 597 870 700 o aproximadamente 173.144 632 674 240 UA / d, unas 60 partes por billón menos de la 2009 estimación.

El uso y el significado

Con las definiciones utilizadas antes de 2012, la unidad astronómica era dependiente de la constante gravitacional heliocéntrica , que es el producto de la constante gravitacional G y la masa solar M . Ni G ni M pueden ser medidos a alta precisión por separado, pero el valor de su producto es conocido de forma muy precisa a partir de la observación de las posiciones relativas de los planetas ( Tercera Ley de Kepler expresa en términos de la gravitación de Newton). Sólo el producto se requiere para calcular posiciones planetarias para una efemérides , así efemérides se calculan en unidades astronómicas y no en unidades SI.

El cálculo de efemérides también requiere una consideración de los efectos de la relatividad general . En particular, los intervalos de tiempo medidos en la superficie de la Tierra ( el tiempo terrestre , TT) no son constantes cuando se compara con los movimientos de los planetas: la segunda terrestre (TT) parece ser más largo durante el invierno del hemisferio norte y más cortos durante el verano del hemisferio norte, cuando en comparación con el "segundo planetario" (convencionalmente medido en tiempo dinámico barycentric , TDB). Esto se debe a que la distancia entre la Tierra y el Sol no es fija (que varía entre 0,983 289 8,912 y 1,016 710 3,335  UA ) y, cuando la Tierra está más cerca del Sol ( perihelio ), el campo gravitacional del Sol es más fuerte y la Tierra se mueve más rápido a lo largo de su trayectoria orbital . A medida que el metro se define en términos de la segunda y la velocidad de la luz es constante para todos los observadores, el medidor terrestre parece cambiar de longitud en comparación con el "metro planetaria" sobre una base periódica.

El medidor se define como una unidad de longitud adecuada , pero la definición de la IS no especifica el tensor métrico que se utiliza en la determinación de la misma. De hecho, el Comité Internacional de Pesos y Medidas (CIPM) señala que "su definición se aplica sólo dentro de una extensión espacial suficientemente pequeño para que los efectos de la no uniformidad del campo gravitatorio pueden ser ignorados". Como tal, el medidor no está definida para los propósitos de medir distancias dentro del Sistema Solar. La definición 1976 de la unidad astronómica era incompleta, ya que no especificó el marco de referencia en el cual se va a medir, pero resultó práctico para el cálculo de efemérides: una definición más completa que sea consistente con la relatividad general fue propuesta, y "vigorosa debate" se produjo hasta agosto de 2012, cuando la UAI adoptó la actual definición de 1 unidad astronómica = 149 597 870 700 metros .

La unidad astronómica se utiliza típicamente para sistema estelares distancias escala, tales como el tamaño de un disco protoestelar o la distancia heliocéntrica de un asteroide, mientras que otras unidades se utilizan para otras distancias en astronomía . La unidad astronómica es demasiado pequeño para ser conveniente para distancias interestelares, donde el parsec y año luz son ampliamente utilizados. El parsec (segundo de arco de paralaje) se define en términos de la unidad astronómica, siendo la distancia de un objeto con un paralaje de 1 segundo de arco . El año luz se utiliza a menudo en obras populares, pero no es una unidad SI no aprobado y se utiliza muy poco por los astrónomos profesionales.

Al simular un modelo numérico del sistema solar , la unidad astronómica proporciona una escala adecuada que minimiza ( desbordamiento , subdesbordamiento y de truncamiento ) errores en punto flotante cálculos.

Historia

Según Arquímedes en el arenario (2.1), Aristarco de Samos calcula la distancia al Sol para ser 10 000 veces el radio de la Tierra (el valor verdadero es sobre los 23 000 ). Sin embargo, el libro de los tamaños y distancias del Sol y la Luna , que durante mucho tiempo se ha atribuido a Aristarco, dice que calcula la distancia al Sol a tener entre 18 y 20 veces la distancia a la Luna , mientras que la relación verdadera es aproximadamente 389.174. Esta última estimación se basa en el ángulo entre la media luna y el sol, que se calcula como 87 ° (el verdadero valor de estar cerca de 89,853 °). Dependiendo de la distancia que Van Helden asume Aristarco utiliza para la distancia a la Luna, su distancia calculada al Sol caería entre 380 y 1.520 radios terrestres.

De acuerdo con Eusebio de Cesarea en el Praeparatio Evangelica (Libro XV, capítulo 53), Eratóstenes encontró la distancia al Sol para ser "σταδιων μυριαδας τετρακοσιας και οκτωκισμυριας" (literalmente "de estadios miríadas 400 y 80 000 "), pero con la nota adicional que en el texto griego la concordancia gramatical es entre miríadas (no estadios ) por un lado y los dos 400 y 80 000 en el otro, como en griego, a diferencia de Inglés, los tres (o los cuatro si se fuera a incluir estadios ) palabras se inflexiones . Esto se ha traducido ya sea como 4 080 000 estadios (1903 Traducción por Edwin Hamilton Gifford ), o como 804 000 000 estadios (edición de des Places" , fechado en 1974-1991). Usando el estadio griega de 185 a 190 metros, la antigua traducción llega a 754 800  km a 775 200  km , lo cual es demasiado baja, mientras que la segunda traducción trata de 148,7 a 152,8 millones de kilómetros (una precisión de 2%). Hiparco también dio una estimación de la distancia de la Tierra al Sol, citado por Pappus como igual a 490 radios terrestres. de acuerdo con las reconstrucciones conjeturales de Noel Swerdlow y GJ Toomer , esto se deriva de su asunción de un paralaje solar "menos perceptible" de 7 minutos de arco.

Un tratado matemático chino, el Zhoubi suanjing (c. 1 ° siglo BCE), muestra cómo la distancia al Sol se puede calcular geométricamente, usando las diferentes longitudes de las sombras del mediodía observados en tres lugares 1000 li separadas y la suposición de que la Tierra es plana .

Distancia al Sol
estimado por
Estimar en la UA
solar
de paralaje
Tierra
radios
Arquímedes (siglo 3 aC)
(en la arena Calculador )
40 " 10 000 0,426
Aristarco (siglo 3 aC)
(en Sobre los tamaños y distancias )  
- 380- 1520 0,016-0,065
Hiparco (segundo siglo antes de Cristo) 7 ' 490 0,021
Posidonio (siglo 1 aC)
(citado por coetáneos Cleomedes )
- 10 000 0,426
Ptolomeo (siglo 2) 2 '50 " 1210 0,052
Godefroy Wendelin (1635) 15" 14 000 0,597
Jeremiah Horrocks (1639) 15" 14 000 0,597
Christiaan Huygens (1659) 8.6 " 24 000 1,023
Cassini y Richer (1672) 9 1 / 2 " 21 700 0,925
Jérôme Lalande (1771) 8.6 " 24 000 1,023
Simon Newcomb (1895) 8.80 " 23 440 0,9994
Arthur Hinks (1909) 8.807 " 23 420 0.9985
H. Spencer Jones (1941) 8.790 " 23 466 1.0005
moderna astronomía 8.794 143 " 23 455 1.0000

En el siglo 2 EC, Tolomeo calcula la distancia media del Sol como 1210 veces el radio de la Tierra . Para determinar este valor, Ptolomeo comenzó midiendo el paralaje de la Luna, la búsqueda de lo que equivalía a un paralaje lunar horizontal de 1 ° 26 ', que era demasiado grande. A continuación, deriva una distancia máxima lunar de 64 1 / 6  radios terrestres. Debido a la cancelación de errores de paralaje su figura, su teoría de la órbita de la Luna, y otros factores, esta cifra era aproximadamente correcta. A continuación, mide los tamaños aparentes del Sol y la Luna, y concluyó que el diámetro aparente del Sol era igual al diámetro aparente de la Luna a mayor distancia de la Luna, y de los registros de eclipses lunares, estimó este diámetro aparente, así como el diámetro aparente del cono de sombra de la Tierra atravesado por la Luna durante un eclipse lunar. Ante estos datos, la distancia del Sol a la Tierra puede ser trigonométrica calcula que 1.210 radios terrestres. Esto da una relación de solar a distancia lunar de aproximadamente 19, igualando la figura de Aristarco. Aunque el procedimiento de Ptolomeo es teóricamente factible, es muy sensible a pequeños cambios en los datos, tanto es así que el cambio de una medición en un pequeño porcentaje puede hacer que la distancia infinita solar.

Después de la astronomía griega se transmitió al mundo islámico medieval, los astrónomos hicieron algunos cambios en el modelo cosmológico de Ptolomeo, pero no cambiaron mucho su estimación de la distancia Tierra-Sol. Por ejemplo, en su introducción a la astronomía ptolemaica, al-Farghani dio una distancia solar media de 1170 radios de la Tierra, mientras que en su zij , Albatenio utiliza una distancia solar media de 1.108 radios terrestres. Astrónomos posteriores, tales como Biruni , utilizan valores similares. Más tarde en Europa, Copérnico y Tycho Brahe cifras también utilizan comparables ( 1142 y 1150 radios de la Tierra), y así aproximada distancia Tierra-Sol de Ptolomeo sobrevivieron a través del siglo 16.

Johannes Kepler fue el primero en darse cuenta de que la estimación de Ptolomeo debe ser significativamente demasiado baja (según Kepler, al menos por un factor de tres) en sus tablas de Rudolphine (1627). Leyes de Kepler permitieron a los astrónomos calcular las distancias relativas de los planetas al Sol, y reavivado el interés en la medición del valor absoluto de la Tierra (que podría ser aplicado a los otros planetas). La invención del telescopio permitió mediciones mucho más precisas de ángulos que es posible con el ojo desnudo. Astrónomo flamenco Godefroy Wendelin repitió mediciones de Aristarco en 1635, y se encontró que el valor de Ptolomeo era demasiado baja por un factor de al menos once.

Una estimación algo más precisa se puede obtener mediante la observación del tránsito de Venus . Al medir el tránsito en dos lugares diferentes, se puede calcular con precisión el paralaje de Venus y de la distancia relativa de la Tierra y Venus del Sol, la paralaje solar α (que no se puede medir directamente debido al brillo del sol). Jeremiah Horrocks había intentado producir una estimación basada en la observación del tránsito de 1639 (publicada en 1662), dando un paralaje solar de 15 segundos de arco , similar a la figura de Wendelin. El paralaje solar está relacionada con la distancia Tierra-Sol como se mide en radios terrestres por

Cuanto menor sea el paralaje solar, mayor es la distancia entre el sol y la tierra: un paralaje solar de 15" es equivalente a una distancia Tierra-Sol de 13 750 radios terrestres.

Christiaan Huygens creía que la distancia era aún mayor: comparando los tamaños aparentes de Venus y Marte , se calcula un valor de alrededor de 24 000 radios terrestres, lo que equivale a un paralaje solar de 8,6" A pesar de que la estimación de Huygens es muy cercano a los valores modernos. , a menudo se descuenta por los historiadores de la astronomía a causa de las muchas suposiciones no probadas (e incorrectas) que tenía que hacer por su método de trabajar; la exactitud de su valor parece basarse más en la suerte que buena medida, con sus varios errores cancelación el uno al otro.

Los tránsitos de Venus a través de la cara del Sol fueron, durante mucho tiempo, el mejor método de medición de la unidad astronómica, a pesar de las dificultades (aquí, el llamado " efecto gota negro ") y la rareza de las observaciones.

Jean Richer y Giovanni Domenico Cassini midió la paralaje de Marte entre París y Cayena , en la Guayana francesa , cuando Marte estaba en su punto más cercano a la Tierra en 1672. Llegaron a una figura de la paralaje solar de 9 1 / 2  ", lo que equivale a un Tierra- Sun distancia de unos 22 000 radios terrestres. también fueron los primeros astrónomos para tener acceso a un valor preciso y fiable para el radio de la Tierra, que había sido medida por su colega Jean Picard en 1669 como 3269 mil toesas . Otro colega, Ole Romer , descubierto el finita velocidad de la luz en 1676: la velocidad era tan grande que por lo general se citó como el tiempo requerido para la luz en viajar desde el Sol a la Tierra, o "tiempo de luz por unidad de distancia", una convención que sigue siendo seguido por los astrónomos de hoy.

Un método mejor para la observación de tránsitos de Venus fue ideado por James Gregory y publicado en su Optica Promata (1663). Fue fuertemente defendido por Edmond Halley y se aplicó a los tránsitos de Venus observado en 1761 y 1769, y luego de nuevo en 1874 y 1882. Los tránsitos de Venus ocurren en pares, pero menos de un par cada siglo, y la observación de los tránsitos en 1761 y 1769 fue una operación científica internacional sin precedentes que incluye las observaciones de James Cook y Charles Green de Tahití. A pesar de las guerra de siete años , docenas de astrónomos fueron enviados a la observación de puntos de todo el mundo a un gran costo y peligro personal: varios de ellos murieron en el empeño. Los diversos resultados fueron cotejados por Jérôme Lalande para dar una cifra para el paralaje solar de 8,6 ".

Fecha Método A / Gm Incertidumbre
1895 aberración 149.25 0.12
1941 paralaje 149.674 0,016
1964 Radar 149.5981 0,001
1976 telemetría 149.597 870 0.000 001
2009 telemetría 149.597 870 700 0.000 000 003

Otro método implicaba la determinación de la constante de aberración . Simon Newcomb dio gran importancia a este método cuando se deriva su valor ampliamente aceptado de 8,80 "para el paralaje solar (cerca del valor moderno de 8,794 143 "), aunque Newcomb también utilizó datos de los tránsitos de Venus. Newcomb también colaboró con A. A. Michelson para medir la velocidad de la luz con un equipo basado en la Tierra; combinado con la constante de aberración (que está relacionada con el tiempo de la luz por unidad de distancia), esto dio la primera medición directa de la distancia Tierra-Sol en kilómetros. Valor de Newcomb para el paralaje solar (y para la constante de la aberración y la constante gravitacional gaussiana ) se incorpora en el primer sistema internacional de constantes astronómicas en 1896, que se mantuvo en su lugar para el cálculo de efemérides hasta 1964. El nombre de "unidad astronómica" aparece por primera vez que se han utilizado en 1903.

El descubrimiento de la cercano a la Tierra asteroide 433 Eros y su paso cerca de la Tierra en 1900-1901 permite una mejora considerable en la medición de paralaje. Otro proyecto internacional para medir la paralaje de Eros 433 se llevó a cabo en 1930-1931.

mediciones de radar directos de las distancias a Venus y Marte estuvieron disponibles a principios de 1960. Junto con la mejora de las mediciones de la velocidad de la luz, éstos mostraron que los valores de Newcomb para la paralaje solar y la constante de la aberración eran incompatibles uno con el otro.

desarrollos

La unidad astronómica se utiliza como línea de base del triángulo para medir paralajes estelares (las distancias en la imagen no están a escala) .

La unidad de distancia A (el valor de la unidad astronómica en metros) se puede expresar en términos de otras constantes astronómicas :

donde G es la constante gravitacional de Newton , M es la masa solar , k es el valor numérico de la constante gravitacional gaussiana y D es el período de tiempo de un día. El Sol está perdiendo constantemente la masa mediante la radiación de distancia de la energía, por lo que las órbitas de los planetas están en constante expansión hacia el exterior desde el Sol Esto ha dado lugar a las llamadas a abandonar la unidad astronómica como unidad de medida.

A medida que la velocidad de la luz tiene un valor exacto definido en unidades SI y la constante gravitacional gaussiana k se fija en el sistema astronómico de unidades , midiendo el tiempo de la luz por unidad de distancia es exactamente equivalente a medir el producto G M en unidades SI. Por lo tanto, es posible construir efemérides enteramente en unidades del SI, que se está convirtiendo cada vez más en la norma.

Un análisis de las mediciones radiométricas en el Sistema Solar interior 2004 sugirió que el aumento secular en la distancia unidad era mucho más grande que se puede explicar por la radiación solar, + 15 ± 4 metros por siglo.

Las mediciones de las variaciones seculares de la unidad astronómica no son confirmados por otros autores y son bastante controversial. Por otra parte, desde 2010, la unidad astronómica no ha sido estimado por las efemérides planetarias.

Ejemplos

La siguiente tabla contiene algunas distancias dadas en unidades astronómicas. Incluye algunos ejemplos con distancias que normalmente no se dan en unidades astronómicas, ya sea porque son demasiado corto o demasiado largo. Las distancias normalmente cambian con el tiempo. Ejemplos se muestran por la distancia creciente.

Objeto Longitud o distancia (AU) Distancia Comentario y el punto de referencia refs
Segundo luz 0,002  - distancia que la luz viaja en un segundo -
distancia lunar 0,0026 - distancia media de la Tierra (que las misiones Apolo tomó cerca de 3 días para viajar) -
radio solar 0,005  - radio del Sol ( 695 500  km , 432 450  millas , cien veces el radio de la Tierra o diez veces el radio medio de Júpiter) -
Luz minutos 0.12   - distancia que la luz recorre en un minuto -
Mercurio 0.39   - la distancia media al Sol -
Venus 0,72   - la distancia media al Sol -
Tierra 1.00   - distancia media de la órbita de la Tierra desde el Sol ( la luz del sol viaja por 8 minutos y 19 segundos antes de llegar a la Tierra) -
Marte 1.52   - la distancia media al Sol -
Luz horas 7.2    - distancia que la luz viaja en una hora -
Cinturón de Kuiper 30      - borde interior comienza en aproximadamente 30 UA
Luz de día 173      - distancia que la luz viaja en un día -
Año luz 63 241      - distancia que la luz recorre en un año juliano (365,25 días) -
nube de Oort 75 000      ± 25 000 distancia del límite exterior de la nube de Oort desde el Sol (estimado, corresponde a 1,2 años luz) -
Parsec 206 265      - uno parsec (El parsec se define en términos de la unidad astronómica, se utiliza para medir distancias más allá del alcance de la Sistema Solar y es de alrededor de 3,26 años-luz.)
Próxima Centauri 268 000      ± 126 distancia a la estrella más cercana al Sistema Solar -
Centro galáctico 1 700 000 000      - distancia del Sol al centro de la Vía Láctea -
Nota: Las cifras en esta tabla son generalmente redondeados, las estimaciones, a menudo estimaciones aproximadas, y pueden diferir considerablemente de otras fuentes. Tabla también incluye otras unidades de longitud para la comparación.

Ver también

referencias

Otras lecturas

enlaces externos