jednostka astronomiczna

bezpośredni poprzednik jednostki astronomicznej można znaleźć bezpośrednio w demonstracjach Mikołaja Kopernika (znanego również jako”Kopernik”) dla jego układu heliocentrycznego w XVI wieku. W tomie V swojej książki Revolutionibus Orbium Coelestium (1543) obliczył, używając trygonometrii, względne odległości między znanymi wówczas planetami a Słońcem, na podstawie odległości między Ziemią a Słońcem. Mierząc kąty między Ziemią, planetą i słońcem w momentach, w których tworzą one kąt prosty, można uzyskać odległość Słońce-planeta w jednostkach astronomicznych. Była to jedna z jego demonstracji, aby udowodnić, że planety, w tym Ziemia, krążyły wokół Słońca (heliocentryzm), odrzucając Model Klaudiusza Ptolemeusza, który twierdził, że ziemia była centrum, wokół którego krążyły planety i słońce (geocentryzm). W ten sposób ustalił pierwszą względną skalę układu słonecznego, wykorzystując jako szablon odległość między Ziemią a Słońcem.

Później Johannes Kepler, na podstawie wnikliwej obserwacji od Tycho Brahe ustanowił prawa ruchu planet, które są słusznie znane jako”prawa Keplera”. Trzecie z tych praw wiąże odległość każdej planety od Słońca z czasem potrzebnym do przejścia jej orbity (tj. okresu orbitalnego), w wyniku czego ustanawia ulepszoną skalę względną dla układu słonecznego: na przykład wystarczy zmierzyć, ile lat zajmuje Saturn orbicie słońca, aby dowiedzieć się, jaka jest odległość Saturna od Słońca w jednostkach astronomicznych. Kepler bardzo dokładnie oszacował rozmiary Orbit planetarnych; na przykład ustalił odległość między Merkurym a Słońcem na 0,387 jednostek astronomicznych (prawidłowa wartość 0,389), a odległość od Saturna do słońca na 9,510 jednostek astronomicznych (prawidłowa wartość 9,539). Jednak ani Kepler, ani żaden z jego współczesnych nie wiedzieli, ile kosztuje Ta jednostka astronomiczna, dlatego całkowicie zignorowali rzeczywistą skalę znanego układu planetarnego, rozciągającego się wówczas na Saturna.

w oparciu o prawa Keplera wystarczyło zmierzyć odległość dowolnej planety od Słońca lub ziemi, aby poznać jednostkę astronomiczną. W 1659 r.Christian Huygens zmierzył kąt Marsa na niebie i przypisując wartość średnicy tej planety, obliczył, że jednostka astronomiczna powinna wynosić 160 milionów kilometrów, czyli siedem razy więcej niż zakładał Kepler, ale w rzeczywistości mniej niż 10% wyższa niż rzeczywista wartość. Pomiar ten nie został jednak zaakceptowany, ponieważ, jak przyznał sam Huygens, wszystko zależało od wartości, jaką człowiek przypisuje wielkości Marsa. Co ciekawe, Huygens odgadł rozmiar Marsa z niezwykłą dokładnością.

znana była inna, bardziej niezawodna metoda, ale wymagająca bardzo skomplikowanych pomiarów: metoda paralaksy. Jeśli dwie osoby znajdujące się w punktach oddalonych od Ziemi, powiedzmy w Paryżu (Francja) i Cayenne (Gujana Francuska), jednocześnie obserwują pozycję planety na niebie względem gwiazd tła, ich pomiary dają niewielką różnicę odpowiadającą kątowi, pod którym będzie linia Paryż-Cayenne widoczna z planety. Znając ten kąt i odległość Paryż-Cayenne, można wywnioskować Wartość jednostki astronomicznej. W praktyce istniały trzy trudności: po pierwsze, odległości nad ziemią nie były dobrze znane; po drugie, pomiar czasu nie był wystarczająco dokładny, aby umożliwić jednoczesne pomiary między punktami daleko od siebie; i po trzecie, pomiar widocznej pozycji planety na niebie musiał być bardzo dokładny. Minęło ponad pół wieku, zanim można było zmierzyć paralaksę planety: w 1672 roku Jean Richer udał się do cayenne, aby zmierzyć pozycję Marsa na niebie w momencie, gdy jego koledzy w Paryżu zrobili to samo. Reacher i jego koledzy oszacowali koszt na 140 milionów kilometrów.

z czasem opracowano dokładniejsze i bardziej niezawodne metody szacowania jednostki astronomicznej; w szczególności zaproponowany przez szkockiego matematyka Jamesa Gregory ’ ego i brytyjskiego astronoma Edmunda Halleya (ten sam co Kometa), opiera się na pomiarach przejścia Wenus lub Merkurego przez dysk słoneczny i był używany do początku XX wieku. Nowoczesne pomiary są wykonywane metodami laserowymi lub radarowymi i dają wartość 149 597 870 km z oczywistym błędem jednego lub dwóch kilometrów.