천문 단위

천문 단위의 직접적인 선행은 16 세기에 자신의 태양 중심 시스템에 대한 니콜라스 코페르니쿠스(또한”코페르니쿠스”로 알려진)의 증거에서 직접 찾을 수 있습니다. 그의 책 드 레볼루션 오르븀 코엘레 티움(1543)의 제 5 권에서 그는 삼각법을 사용하여 지구와 태양 사이의 거리를 기반으로 알려진 행성과 태양 사이의 상대적 거리를 계산했습니다. 지구,행성 및 태양 사이의 각도를 직각을 형성 할 때 측정함으로써 태양-행성 거리를 천문 단위로 얻을 수 있습니다. 이것은 지구를 포함한 행성이 태양 주위를 돌고 있음을 증명하기위한 그의 시위 중 하나였습니다(태양 중심주의),지구가 행성과 태양이 회전하는 중심(지구 중심주의)이라는 프톨레마이오스의 모델을 폐기했습니다. 따라서 그는 지구와 태양 사이의 거리를 패턴으로 사용하여 태양계의 첫 번째 상대적 규모를 확립했습니다.

이후 요하네스 케플러,신중한 관찰을 바탕으로 티코 브라헤의,그는 행성 운동의 법칙을 설립,이는 정당하게 케플러의 법칙”로 알려져있다.”이 법칙 중 세 번째는 각 행성과 태양의 거리를 공전하는 데 걸리는 시간(즉,공전주기)과 관련 시키며,결과적으로 태양계의 상대적 척도가 개선됩니다:예를 들어,토성이 태양을 공전하는 데 몇 년이 걸리는지 측정하여 토성과 태양의 거리가 천문 단위인지 알 수 있습니다. 케플러는 행성 궤도의 크기를 매우 정밀하게 추정했습니다; 예를 들어,그는 수성과 태양 사이의 거리를 0.387 천문 단위(올바른 값은 0.389)로 설정하고 토성에서 태양까지의 거리를 9.510 천문 단위(올바른 값은 9.539)로 설정합니다. 그러나 케플러와 그의 동시대 인들은이 천문 단위가 얼마나 가치가 있는지 알지 못했기 때문에 알려진 행성계의 실제 규모를 완전히 무시했으며,그 다음 토성으로 확장되었습니다.

케플러의 법칙에 따르면,천문 단위를 알기 위해 어떤 행성이 태양이나 지구까지의 거리를 측정하는 것으로 충분했다. 1659 년 크리스티안 호이겐스는 하늘에서 화성을 아군 각도를 측정,이 행성의 직경에 값을 기인,천문 단위가 160,000,000 킬로미터,즉,케플러에 의해 추정 된 것보다 일곱 배 이상이어야한다고 추정,하지만 실제로는 실제 값보다 10%미만. 그러나 호이겐스 자신이 인정한 것처럼 모든 것이 화성의 크기에 기인 한 가치에 달려 있기 때문에이 측정은 받아 들여지지 않았습니다. 흥미롭게도 호이겐스는 화성의 크기를 놀라운 정확도로 추측했습니다.

또 다른 더 신뢰할 수 있는 방법이 알려져 있었지만,매우 어려운 측정이 필요했습니다:시차 방법. 두 사람이 지구의 먼 지점에있는 경우,말하자면,파리(프랑스)와 카이엔(프랑스 령 기아나),배경 별을 기준으로 하늘에서 행성의 위치를 동시에 관찰,그 측정은 서브 텐더의 각도에 해당하는 작은 차이를 제공합니다. 이 각도와 파리-카이엔 거리를 알면 천문 단위의 값을 추론 할 수 있습니다. 실제로 세 가지 어려움이 있었다:첫째,지구에 거리가 잘 알려져 있지 않았다; 둘째,시간의 측정은 매우 먼 지점 사이의 동시 측정을 허용 할 정도로 정확하지 않았다;셋째,하늘에서 행성의 겉보기 위치의 측정은 매우 정확했다. 전에 행성의 시차를 측정하는 것이 가능했다 반세기 이상이었다:1672 장 풍부한 카이엔 같은 시간에 하늘에서 화성의 위치를 측정하기 위해 파리에있는 그의 동료들은 같은 일을했다에서 여행했다. 부자와 그의 동료들은 그 가치를 1 억 4 천만 킬로미터로 추정했다.

시간이 지남에 따라,방법은 천문 단위의 더 정확하고 신뢰할 수있는 추정이다 개발되었다;특히,스코틀랜드의 수학자 제임스 그레고리와 영국의 천문학 자 에드먼드 핼리(혜성의 동일)에 의해 제안 된 하나는 태양 디스크에 금성 또는 수성의 이동의 측정을 기반으로하고 20 세기 초까지 사용되었다. 현대 측정은 레이저 또는 레이더 기술로 만든 하나 또는 두 킬로미터의 명백한 오류와 값 149 597 870 킬로미터를 제공한다.