Astronomical unit

天文単位の直接的な先行詞は、16世紀のニコラス・コペルニクス（「コペルニクス」としても知られる）の太陽中心系の証明に直接見つ 彼の著書De Revolutionibus Orbium Coelestium（1543年）の第V巻では、彼は三角法を使用して、地球と太陽の間の距離に基づいて、当時知られていた惑星と太陽との間の相対距離を計算した。 地球と惑星と太陽の間の角度が直角になるときに測定することによって、太陽と惑星の距離を天文単位で得ることができます。 これは、地球を含む惑星が太陽の周りを公転していることを証明するための彼のデモの一つであり（heliocentrism）、地球が惑星と太陽が公転する中心であるというプトレマイオスのモデルを破棄した（geocentrism）。 このように、彼は地球と太陽の間の距離をパターンとして使用して太陽系の最初の相対的なスケールを確立しました。

その後、ヨハネス-ケプラーは慎重な観察に基づいて ティコブラーエの、彼は正当に”ケプラーの法則として知られている惑星運動の法則を確立しました。”これらの法律の第三は、それが軌道にかかる時間（すなわち軌道周期）に各惑星の太陽への距離を関連させ、結果として、太陽系のための改善された相対的なスケールを確立する：例えば、それは土星が太陽に土星の距離が天文単位であるかを知るために太陽を周回するのにかかるどのように多くの年を測定するのに十分です。 ケプラーは非常に良い精度で惑星軌道の大きさを推定しました; 例えば、彼は水星と太陽の間の距離を0.387天文単位（正しい値は0.389）に設定し、土星から太陽までの距離を9.510天文単位（正しい値は9.539）に設定しました。 しかし、ケプラーも同時代の人も、この天文学的単位がどれだけ価値があるかを知らなかったので、土星に広がった既知の惑星系の実際の規模を完全に無視した。

ケプラーの法則に基づいて、天文単位を知るためには、太陽や地球までの惑星の距離を測定するだけで十分でした。 1659年、クリスティアン・ホイヘンスは火星を空に潜む角度を測定し、この惑星の直径に値を帰すると、天文単位は1億6000万キロメートル、すなわちケプラーが推定したものよりも7倍大きいと推定したが、実際には実際の値よりも10%未満であると推定した。 しかし、ホイヘンス自身が認めたように、すべてが火星の大きさに起因する価値に依存していたので、この測定は受け入れられなかった。 興味深いことに、ホイヘンスは驚くべき精度で火星の大きさを推測しました。

より信頼性の高い別の方法が知られていましたが、視差法という非常に困難な測定が必要でした。 二人が地球の遠い点に位置している場合は、例えば、パリ（フランス）とカイエン（フランス領ギアナ）で、同時に背景の星に対する空の惑星の位置を観察し、その測定値は、subtenderíaの角度に対応する小さな差を与えるラインパリ-カイエンは、惑星から見た。 この角度と距離パリ-カイエンを知って、あなたは天文単位の値を推測することができます。 実際には3つの困難がありました：まず、地球上の距離はよく知られていませんでした; 第二に、時間の測定は非常に遠い点間の同時測定を可能にするのに十分な正確さではなかった、そして第三に、空の惑星の見かけの位置の測定は非常に正確でなければならなかった。 惑星の視差を測定することが可能になったのは半世紀以上前のことでした：1672年にジャン-リッチは、パリの同僚が同じことをしていたのと同時に、空の火星の位置を測定するためにカイエンヌに旅行しました。 リッチーと彼の同僚は、140万キロで値を推定しました。

時間とともに、天文学の単位のより正確で信頼性の高い推定方法が開発されました;特に、スコットランドの数学者ジェームズ*グレゴリーと英国の天文学者エドマンドハレー（彗星と同じ）によって提案されたものは、太陽円盤上の金星や水星のトランジットの測定に基づいており、二十世紀初頭まで使用されていました。 現代的な測定は、レーザーまたはレーダー技術で行われ、値を与える149 597 870キロ,一、二キロの見かけの誤差で.