| | | 度量太陽係內天體間距離的基本長度單位。是天文常數之一。以符號a.u.表示。太陽至地球的平均距離為一個天文單位。1984年起，國際天文學聯合會把天文單位的具體長度定為149597870×1011米。 | | | 天文學中量度距離的一種單位，即以地球到太陽的平均距離作為一個量度單位。太陽係內的天體多用這個單位。1天文單位等於149597892公裏。 | | 漢語拼音：tiānwén dānwèi
1.天文單位
astronomical unit (au)
一“天文單位”指的是太陽到地球的距離。天文常數之一。天文學中測量距離，特別是測量太陽係內天體之間的距離的基本單位，以a表示。
天文單位是以地球到太陽的平均距離為一個天文單位。一天文單位約等於1.496億千米。
1938年以前，天文單位是指在沒有大行星攝動作用(見攝動理論)下,從地月係質心到太陽的平均距離,或者說，它是地月係質心繞太陽公轉的無攝動橢圓軌道的半長徑。根據開普勒定律，在高斯引力常數k、太陽質量s、地月係質量m、地月係到太陽的平均距離a和地球繞太陽公轉周期t之間有如下關係：
[403-01]。當取太陽質量為天文質量單位（即取s=1）地月係到太陽的平均距離為天文距離單位(即取a=1)時,高斯根據當時的不很精確的t和m/s值,算得k=0.01720209895。1938年第六屆國際天文學聯合會决定把k值固定下來,不再改變。根據這個k值，當取s=1、a=1和m=0時，就可以算出t值為365.2568983263歷書日。由此,可以把天文單位的定義改為：當公轉周期為365.2568983263歷書日時，一個假想的、質量為零的無攝動行星的橢圓軌道的半長徑，等於一個天文單位。根據準確的 t值和m／s值，可以算出地月係統日公轉軌道的半長徑為1.00000003天文單位。由於地球運動受其他天體攝動的影響，日地平均距離實際為1.0000000236天文單位。
二十世紀六十年代以前，天文單位是根據測定太陽視差推導出來的。在紐康的天文常數係統中太陽視差=880，相應的天文單位的長度等於149,500,000公裏。二十世紀六十年代起,雷達天文取得了精確的結果於是，天文單位根據光速c和單位距離光行時來導出,1964年國際天文學聯合會天文常數係統取 a為149,600×10米，把它作為基礎常數。此值從1968年開始，一直要使用到1983年。1976年國際天文學聯合會天文常數係統取 a為1.49597870乘以10的8次幂，把它改為導出常數,此值將從1984年起統一采用。
在1976年天文常數係統中定義為在499.004782秒內光在真空中傳播的距離。其值為1.49597870×10^8千米（^表示幂）。1天文單位等於1.58129×10^(-5)光年，或4.84813×10^(-6)秒差距。
光年(ly) 光年是長度的單位，而非時間單位。光年就是光在真空中一年時間走過的距離。光在真空中的速度是恆定不變的（速度是每秒約30萬公裏）。
1ly=9.5×1012公裏
秒差距（pc） 1pc指的是從某天體看太陽係在一年阿富汗正交於視綫上1au所張的角度為1〃。1pc=2.06×105au=3.26ly
天文學家利用三角視差法、分光視差法、星團視差法、統計視差法、造父視差法和力學視差法等，測定恆星與我們的距離。恆星距離的測定，對研究恆星的空間位置、求得恆星的光度和運動速度等，均有重要的意義。離太陽距離在16光年以內的有50多顆恆星。其中最近的是半人馬座比鄰星，距太陽約4．2光年，大約是40萬億千米。
三角視差法
測量天體之間的距離可不是一件容易的事。 天文學家把需要測量的天體按遠近不同分成好幾個等級。離我們比較近的天體，它們離我們最遠不超過100光年（1光年＝9.461012千米），天文學家用三角視差法測量它們的距離。三角視差法是把被測的那個天體置於一個特大三角形的頂點，地球繞太陽公轉的軌道直徑的兩端是這個三角形的另外二個頂點，通過測量地球到那個天體的視角，再用到已知的地球繞太陽公轉軌道的直徑，依靠三角公式就能推算出那個天體到我們的距離了。稍遠一點的天體我們無法用三角視差法測量它和地球之間的距離，因為在地球上再也不能精確地測定他它們的視差了。
移動星團法
這時我們要用運動學的方法來測量距離，運動學的方法在天文學中也叫移動星團法，根據它們的運動速度來確定距離。不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恆星是以相等和平行的速度在銀河係中移動的。在銀河係之外的天體，運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離。
造父視差法（標準燭光法）
物理學中有一個關於光度、亮度和距離關係的公式。s∝l0/r2
測量出天體的光度l0和亮度s，然後利用這個公式就知道天體的距離r。光度和亮度的含義是不一樣的,亮度是指我們所看到的發光體有多亮，這是我們在地球上可直接測量的。光度是指發光物體本身的發光本領，關鍵是設法知道它就能得到距離。天文學家勒維特發現“造父變星”，它們的光變周期與光度之間存在着確定的關係。於是可以通過測量它的光變周期來定出廣度，再求出距離。如果銀河係外的星係中有顆造父變星，那麽我們就可以知道這個星係與我們之間的距離了。那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠星係，當然要另外想辦法。
三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法，前一支的尺度是幾百光年，後一支是幾百萬光年。在中間地帶則使用統計方法和間接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度達100億光年數量級。
哈勃定律方法
1929年哈勃(edwin hubble)對河外星係的視嚮速度與距離的關係進行了研究。當時衹有46個河外星係的視嚮速度可以利用，而其中僅有24個有推算出的距離，哈勃得出了視嚮速度與距離之間大致的綫性正比關係。現代精確觀測已證實這種綫性正比關係
v = h0×d
其中v為退行速度，d為星係距離，h0=100h0km．s-1mpc（h0的值為0<h0<1）為比例常數，稱為哈勃常數。這就是著名的哈勃定律。
利用哈勃定律，可以先測得紅移Δν/ν通過多普勒效應Δν/ν=v/c求出v，再求出d。
哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星係來看，一切星係都以它為中心嚮四面散開，越遠的星係間彼此散開的速度越大。
2.在生活中，我們常用“天文單位”（天文數字）來形容一個非常大的數……例如：侯若木的輩分是一個太大的天文數字了，而代表徐如倜的t則是一個負的天文數字。 | | 漢語拼音：tiānwén dānwèi
1.天文單位
astronomical unit (au)
天文常數之一。天文學中測量距離，特別是測量太陽係內天體之間的距離的基本單位，以a表示。
天文單位是以地球到太陽的平均距離為一個天文單位。一天文單位約等於1.496億千米。
1938年以前，天文單位是指在沒有大行星攝動作用(見攝動理論)下,從地月係質心到太陽的平均距離,或者說，它是地月係質心繞太陽公轉的無攝動橢圓軌道的半長徑。根據開普勒定律，在高斯引力常數k、太陽質量s、地月係質量m、地月係到太陽的平均距離a和地球繞太陽公轉周期t之間有如下關係：
[403-01]。當取太陽質量為天文質量單位（即取s=1）地月係到太陽的平均距離為天文距離單位(即取a=1)時,高斯根據當時的不很精確的t和m/s值,算得k=0.01720209895。1938年第六屆國際天文學聯合會决定把k值固定下來,不再改變。根據這個k值，當取s=1、a=1和m=0時，就可以算出t值為365.2568983263歷書日。由此,可以把天文單位的定義改為：當公轉周期為365.2568983263歷書日時，一個假想的、質量為零的無攝動行星的橢圓軌道的半長徑，等於一個天文單位。根據準確的 t值和m／s值，可以算出地月係統日公轉軌道的半長徑為1.00000003天文單位。由於地球運動受其他天體攝動的影響，日地平均距離實際為1.0000000236天文單位。
二十世紀六十年代以前，天文單位是根據測定太陽視差推導出來的。在紐康的天文常數係統中太陽視差=880，相應的天文單位的長度等於149,500,000公裏。二十世紀六十年代起,雷達天文取得了精確的結果於是，天文單位根據光速c和單位距離光行時來導出,1964年國際天文學聯合會天文常數係統取 a為149,600×10米，把它作為基礎常數。此值從1968年開始，一直要使用到1983年。1976年國際天文學聯合會天文常數係統取 a為1.49597870乘以10的8次幂，把它改為導出常數,此值將從1984年起統一采用。
在1976年天文常數係統中定義為在499.004782秒內光在真空中傳播的距離。其值為1.49597870×10^8千米（^表示幂）。1天文單位等於1.58129×10^(-5)光年，或4.84813×10^(-6)秒差距。
光年(ly) 光年是長度的單位，而非時間單位。光年就是光在真空中一年時間走過的距離。光在真空中的速度是恆定不變的（速度是每秒約30萬公裏）。
1ly=9.5×1012公裏
秒差距（pc） 1pc指的是從某天體看太陽係在一年阿富汗正交於視綫上1au所張的角度為1〃。1pc=2.06×105au=3.26ly
天文學家利用三角視差法、分光視差法、星團視差法、統計視差法、造父視差法和力學視差法等，測定恆星與我們的距離。恆星距離的測定，對研究恆星的空間位置、求得恆星的光度和運動速度等，均有重要的意義。離太陽距離在16光年以內的有50多顆恆星。其中最近的是半人馬座比鄰星，距太陽約4．2光年，大約是40萬億千米。
三角視差法
測量天體之間的距離可不是一件容易的事。 天文學家把需要測量的天體按遠近不同分成好幾個等級。離我們比較近的天體，它們離我們最遠不超過100光年（1光年＝9.461012千米），天文學家用三角視差法測量它們的距離。三角視差法是把被測的那個天體置於一個特大三角形的頂點，地球繞太陽公轉的軌道直徑的兩端是這個三角形的另外二個頂點，通過測量地球到那個天體的視角，再用到已知的地球繞太陽公轉軌道的直徑，依靠三角公式就能推算出那個天體到我們的距離了。稍遠一點的天體我們無法用三角視差法測量它和地球之間的距離，因為在地球上再也不能精確地測定他它們的視差了。
移動星團法
這時我們要用運動學的方法來測量距離，運動學的方法在天文學中也叫移動星團法，根據它們的運動速度來確定距離。不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恆星是以相等和平行的速度在銀河係中移動的。在銀河係之外的天體，運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離。
造父視差法（標準燭光法）
物理學中有一個關於光度、亮度和距離關係的公式。s∝l0/r2
測量出天體的光度l0和亮度s，然後利用這個公式就知道天體的距離r。光度和亮度的含義是不一樣的,亮度是指我們所看到的發光體有多亮，這是我們在地球上可直接測量的。光度是指發光物體本身的發光本領，關鍵是設法知道它就能得到距離。天文學家勒維特發現“造父變星”，它們的光變周期與光度之間存在着確定的關係。於是可以通過測量它的光變周期來定出廣度，再求出距離。如果銀河係外的星係中有顆造父變星，那麽我們就可以知道這個星係與我們之間的距離了。那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠星係，當然要另外想辦法。
三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法，前一支的尺度是幾百光年，後一支是幾百萬光年。在中間地帶則使用統計方法和間接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度達100億光年數量級。
哈勃定律方法
1929年哈勃(edwin hubble)對河外星係的視嚮速度與距離的關係進行了研究。當時衹有46個河外星係的視嚮速度可以利用，而其中僅有24個有推算出的距離，哈勃得出了視嚮速度與距離之間大致的綫性正比關係。現代精確觀測已證實這種綫性正比關係
v = h0×d
其中v為退行速度，d為星係距離，h0=100h0km．s-1mpc（h0的值為0<h0<1）為比例常數，稱為哈勃常數。這就是著名的哈勃定律。
利用哈勃定律，可以先測得紅移Δν/ν通過多普勒效應Δν/ν=v/c求出v，再求出d。
哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星係來看，一切星係都以它為中心嚮四面散開，越遠的星係間彼此散開的速度越大。
2.在生活中，我們常用“天文單位”（天文數字）來形容一個非常大的數……例如：侯若木的輩分是一個太大的天文數字了，而代表徐如倜的t則是一個負的天文數字。 | | 天文單位、光年、秒差距是天文學中表示天體距離的幾種不同的單位。天體之間的距離都非常遙遠，遠到如果用千米來表示的話，那將是非常麻煩的事情。天文學家特別定義了這幾把不同的尺子來衡量它們的距離。
太陽和地球之間的平均距離是149597870千米，這成為第一把尺子，叫做“天文單位”。如果在不要求很精確的情況下，我們可以把天文單位算作是1.5億千米。天文單位這把尺子主要用在太陽係內的天體，如，水星距離太陽是0.387天文單位，木星距離太陽5.2天文單位，而今年剛剛從行星降格為矮行星的冥王星距離太陽是39.4天文單位。
使用天文單位來衡量太陽係以外的天體的距離又顯得小了一點，於是，天文學家又規定了一把更大一點的尺子叫“光年”。光1秒鐘大約走30萬千米，可以繞地球7圈多，世界上再也找不出其他任何東西能比光跑得更快了。光1年要走大約10萬億千米，光年成為一把較大的尺子。太陽係之外的許多天體都用光年來表示它的距離，例如，除了太陽以外，離我們最近的恆星是半人馬座的比鄰星，距離是4.2光年。
人們比較熟悉的牛郎星為16光年，織女星是25光年。北極星的距離則是680光年。仙女座河外星係距離我們220萬光年。
還有一把比光年更大一點的尺子叫“秒差距”。1秒差距等於3.26光年，大約等於32萬億千米。天文學家在他們的科學研究當中，經常使用秒差距這個單位。
下面是這幾種單位的換算關係：
1天文單位＝149597870千米（大約1.5億千米），
1光年＝94600億千米（大約10萬億千米），
1秒差距＝3.2616光年（大約3.26光年）＝308568億千米。 | | tianwen danwei
天文單位
astronomical unit
天文常數之一。天文學中測量距離，特別是測量太陽係內天體之間的距離的基本單位，以A表示。
1938年以前，天文單位是指在沒有大行星攝動作用(見攝動理論)下,從地月係質心到太陽的平均距離,或者說，它是地月係質心繞太陽公轉的無攝動橢圓軌道的半長徑。根據開普勒定律，在高斯引力常數k、太陽質量S、地月係質量m、地月係到太陽的平均距離A和地球繞太陽公轉周期T之間有如下關係：
□。當取太陽質量為天文質量單位（即取S=1）、地月係到太陽的平均距離為天文距離單位(即取A=1)時,高斯根據當時的不很精確的T和m/S值,算得k=0.01720209895。1938年第六屆國際天文學聯合會决定把k值固定下來,不再改變。根據這個k值，當取S=1、A=1和m=0時，就可以算出T值為365.2568983263歷書日。由此,可以把天文單位的定義改為：當公轉周期為365.2568983263歷書日時，一個假想的、質量為零的無攝動行星的橢圓軌道的半長徑，等於一個天文單位。根據準確的 T值和m／S值，可以算出地月係統日公轉軌道的半長徑為1.00000003天文單位。由於地球運動受其他天體攝動的影響，日地平均距離實際為1.0000000236天文單位。
二十世紀六十年代以前，天文單位是根據測定太陽視差□□推導出來的。在紐康的天文常數係統中太陽視差□□=8□80，相應的天文單位的長度等於149,500,000公裏。二十世紀六十年代起,雷達天文取得了精確的結果。於是，天文單位根據光速c和單位距離光行時□□來導出,1964年國際天文學聯合會天文常數係統取 A為149,600×10□米，把它作為基礎常數。此值從1968年開始，一直要使用到1983年。1976年國際天文學聯合會天文常數係統取 A為1.49597870×10□米，把它改為導出常數,此值將從1984年起統一采用。
（吳守賢） | | - : astronomical unit
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