Astronomická jednotka

přímý předchůdce astronomická jednotka, lze nalézt přímo ve důkazy Mikuláše Koperníka (také známý jako „Copernicus“)pro jeho heliocentrický systém v šestnáctém století. V objem V jeho knize De Revolutionibus Orbium Coelestium (1543) se vypočítá pomocí trigonometrie, relativní vzdálenosti mezi planetami pak známý a Slunce, na základě vzdálenosti mezi zemí a Sluncem. Měřením úhlů mezi Zemí, planetou a Sluncem v době, kdy tvoří pravý úhel, je možné získat vzdálenost slunce a planety v astronomických jednotkách. To byl jeden z jeho demonstrace, aby dokázal, že se planety, včetně Země, se točí kolem Slunce (heliocentrism), vyřazení Ptolemaios model, že Země je středem, kolem kterého se planety a Slunce se točí (geocentrism). Založil tak první relativní měřítko sluneční soustavy pomocí vzdálenosti mezi Zemí a sluncem jako vzor.

Následně Johannes Kepler, založený na pečlivém pozorování z Tycho Brahe, založil zákony planetárního pohybu, které jsou oprávněně známé jako „Keplerovy zákony. Orbitální období) a v důsledku toho vytváří vylepšenou relativní stupnici pro sluneční soustavu: například stačí změřit, kolik let Saturn trvá na oběžné dráze slunce, aby věděl, jaká je vzdálenost Saturnu od Slunce v astronomických jednotkách. Kepler s velmi dobrou přesností odhadl velikosti planetárních oběžných drah; například, on nastavte vzdálenost mezi Merkurem a Sluncem v 0.387 astronomických jednotek (správná hodnota je 0.389), a vzdálenost od Saturnu na Slunce na 9.510 astronomických jednotek (správná hodnota je 9.539). Kepler ani žádný z jeho současníků však nevěděli, kolik stojí tato astronomická jednotka, a proto zcela ignorovali skutečné měřítko známého planetárního systému, který se pak rozšířil na Saturn.

na základě Keplerových zákonů stačilo změřit vzdálenost jakékoli planety ke slunci nebo k zemi, abychom poznali astronomickou jednotku. V roce 1659 Christian Huygens měří úhel, který je protilehlý Marsu na obloze a připisovat hodnotu průměr této planety, odhaduje se, že astronomická jednotka musí být 160 milionů kilometrů, to je sedm krát vyšší než odhadované Kepler, ale ve skutečnosti méně než 10% nad skutečnou hodnotou. Toto měření však nebylo přijato, protože, jak sám Huygens uznal, vše záviselo na hodnotě, která byla připisována velikosti Marsu. Zajímavé je, že Huygens s pozoruhodnou přesností odhadl velikost Marsu.

byla známa další spolehlivější metoda, ale vyžadovala velmi obtížná měření: metoda paralaxy. Pokud se dva lidé jsou umístěny ve vzdálených místech Země, řekněme, v Paříži (Francie) a Cayenne (francouzská Guyana), pozorovat současně postavení planet na obloze vzhledem ke hvězdám v pozadí, jeho rozměry dávají malý rozdíl, který odpovídá úhlu subtendería lince Paříž-Cayenne vidět z planety. Znát tento úhel a vzdálenost Paříž-Cayenne, můžete odvodit hodnotu astronomické jednotky. V praxi existovaly tři potíže: za prvé, vzdálenosti na Zemi nebyly dobře známy; za druhé, měření nebylo dostatečně přesné, aby umožnilo simultánní měření mezi velmi vzdálenými body; a za třetí, měření zdánlivé polohy planet na obloze musel být velmi přesné. To bylo více než půl století, než to bylo možné změřit paralaxu planety: v roce 1672 Jean Richer cestoval do Cayenne měření polohy Marsu na obloze ve stejnou dobu, že jeho kolegové v Paříži dělala to samé. Richer a jeho kolegové odhadli hodnotu na 140 milionů kilometrů.

S časem, metod byly vyvinuty, které jsou přesnější a spolehlivější odhad astronomická jednotka; zejména ten, navrhl skotský matematik James Gregory a britský astronom Edmund Halley (stejné komety), je založena na měření přechodu Venuše nebo Merkur na sluneční disk a byl používán až do počátku DVACÁTÉHO století. Současná měření se provádějí laserovými nebo radarovými technikami a dávají hodnotu 149 597 870 km se zjevnou chybou jednoho nebo dvou kilometrů.