tähtitieteellinen yksikkö

tähtitieteellisen yksikön suora edeltäjä löytyy suoraan Nikolaus Kopernikuksen (tunnetaan myös nimellä ”Kopernikus”)todistuksista hänen aurinkokeskiselle järjestelmälleen 1500-luvulla. Vuonna volume V hänen kirja De Revolutionibus Orbium Coelestium (1543) hän laski, käyttäen trigonometrian, suhteellinen etäisyydet planeettojen sitten tiedossa ja aurinko, joka perustuu etäisyys Maan ja auringon. Mittaamalla maan, planeetan ja auringon väliset kulmat aikoina, jolloin ne muodostavat oikean kulman, on mahdollista saada auringon ja planeetan välinen etäisyys tähtitieteellisinä yksikköinä. Tämä oli yksi hänen mielenosoituksia todistaa, että planeetat, mukaan lukien maa, pyörivät ympäri aurinkoa (heliocentrism), discharding Ptolemaios n malli, että maa oli keskus, jonka ympärille planeetat ja aurinko pyörivät (geocentrism). Näin hän määritteli aurinkokunnan ensimmäisen suhteellisen asteikon käyttäen mallina maan ja auringon etäisyyttä.

myöhemmin Johannes Kepler, joka perustuu huolellisiin havaintoihin Tyko Brahesta hän laati planeettojen liikettä koskevat lait, jotka tunnetaan oikeudenmukaisesti nimellä ”Keplerin lait.”Kolmas näistä laeista suhteuttaa kunkin planeetan etäisyyden aurinkoon sen kiertoradalla kuluvaan aikaan (eli kiertoaikaan), ja sen seurauksena se muodostaa paremman suhteellisen mittakaavan aurinkokunnalle: esimerkiksi riittää, kun mitataan, kuinka monta vuotta Saturnus kiertää aurinkoa, jotta tiedetään, mikä Saturnuksen etäisyys Aurinkoon on tähtitieteellisinä yksikköinä. Kepler arvioi erittäin hyvällä tarkkuudella planeettojen kiertoratojen koot.; esimerkiksi hän asetti Merkuriuksen ja auringon etäisyydeksi 0,387 tähtitieteellistä yksikköä (oikea arvo on 0,389) ja Saturnuksen ja auringon etäisyydeksi 9,510 tähtitieteellistä yksikköä (oikea arvo on 9,539). Kepler tai kukaan hänen aikalaisistaan ei kuitenkaan tiennyt, kuinka arvokas tämä tähtitieteellinen yksikkö oli, ja jätti siksi täysin huomiotta tunnetun planeettajärjestelmän todellisen mittakaavan, joka sitten ulottui Saturnukseen.

Keplerin lakien perusteella riitti, että mitattiin minkä tahansa planeetan etäisyys aurinkoon tai maahan, jotta tiedettiin tähtitieteellinen yksikkö. Vuonna 1659 Christian Huygens mitattu kulma, joka subtends Mars taivaalla, ja liittämällä arvo halkaisija tämän planeetan, arvioitu, että tähtitieteellinen yksikkö on 160 miljoonaa kilometriä, eli seitsemän kertaa suurempi kuin arvioitu Kepler, mutta itse asiassa alle 10% yli todellisen arvon. Tätä mittausta ei kuitenkaan hyväksytty, sillä kuten Huygens itse myönsi, kaikki riippui Marsin kokoon liittyvästä arvosta. On kiinnostavaa, että Huygens arvasi huomattavan tarkasti Marsin koon.

toinen luotettavampi menetelmä tunnettiin, mutta se vaati hyvin vaikeita mittauksia: parallax-menetelmä. Jos kaksi ihmistä sijaitsee kaukaisissa kohdissa maan, esimerkiksi Pariisissa (Ranska) ja Cayenne (Ranskan Guayana), tarkkailla samanaikaisesti asemaa planeetan taivaalla suhteessa taustalla tähteä, sen mittaukset antavat pieni ero, joka vastaa kulma subtendería linja Paris-Cayenne nähtynä planeetalta. Kun tietää tämän kulman ja matkan Pariisi-Cayenne, voi päätellä tähtitieteellisen yksikön arvon. Käytännössä vaikeuksia oli kolme: ensinnäkin etäisyydet maapallolla eivät olleet hyvin tiedossa; toiseksi ajan mittaaminen ei ollut niin tarkkaa, että se olisi mahdollistanut samanaikaiset mittaukset hyvin kaukaisten pisteiden välillä, ja kolmanneksi planeetan näennäisen sijainnin mittaamisen taivaalla piti olla hyvin tarkkaa. Se oli yli puoli vuosisataa ennen kuin se oli mahdollista mitata parallaksi, joka planeetta: vuonna 1672 Jean Richer matkusti cayenne mitata asemaa Mars taivaalla samaan aikaan, että hänen kollegansa Pariisissa olivat tekemässä samaa. Richer kollegoineen arvioi arvoksi 140 miljoonaa kilometriä.

ajan myötä kehitettiin menetelmiä, jotka ovat tarkempia ja luotettavampia tähtitieteellisen yksikön suhteen; erityisesti skotlantilaisen matemaatikon James Gregoryn ja brittiläisen tähtitieteilijän Edmund Halleyn (sama kuin komeetta) ehdottama menetelmä perustuu Venuksen tai Merkuriuksen kauttakulun mittauksiin auringon kiekolla, ja sitä käytettiin 1900-luvun alkupuolelle asti. Nykyaikaiset mittaukset tehdään laser-tai tutkatekniikalla ja ne antavat arvon 149 597 870 km, jolloin näennäinen virhe on yksi tai kaksi kilometriä.