天文單位

天文單位（，縮寫的標準符號為 AU，也寫成 au、a.u. 或 ua，但英語系的國家最常用的仍是 AU，國際天文學聯合會則推薦 au，同時國際標準 ISO 31-1 也使用 AU，後來的國際標準 ISO 80000-3:2006 又改成了 ua。通常，大寫字母僅用於使用科學家的名字命名的單位符號，而 au 或 a.u. 也可以是原子單位或是任意單位；但是 AU 被廣泛的地區使用作為天文單位的符號。以 1 天文單位距離的值為單位的天文常數值會以符號 A 標示。}}）是天文學上的長度單位，曾以地球與太陽的平均距離定義。2012 年 8 月，天文學家以無記名投票的方式，根據國際天文聯會 (IAU) 最新訊息，把天文單位固定為 149,597,870,700 米。新的天文單位以公尺來定義，而公尺的定義來源於真空中的光速，也就是說，天文單位現在不再與地球與太陽的實際距離掛鉤，而且也不再受時間變化的影響（雖然天文單位最初的來源就是日地平均距離）。

定義

天文單位（AU）最原始的定義是地球環繞太陽的橢圓軌道半長軸長度。在 1976 年，國際天文聯合會（IAU）修正 AU 的定義使它更為精確，利用高斯引力常數（k）來定義長度、時間和質量，以其值的作為天文單位的長度。一個等值的定義是一顆質量無限小（可以忽略）的顆粒，以徑度量每天的角頻率（公轉週期 365.2568983 日，即高斯年）環繞著太陽公轉，且不受擾動影響的牛頓圓軌道半徑，或是日心重力常數（GM☉的結果）相當於2 AU3/d2 的長度。這個數值將隨著太陽質量的改變而改變（雖然改變極其地慢、而且極小）。2012 年 8 月，天文學家投票透過新的定義，新定義以 149,597,870,700 米為標準。

現代的測量

內行星的相對位置，可以從太空探測器利用雷達和遙測精密的測量。與所有的雷達測量一樣，這些測量都依賴從物體反射回來的光所需用的時間。然後，將這些測量的位置與由天體力學的計算作比較：計算的位置通常稱為星曆表，並且使用天文單位來計算。這些比較在天文單位上使用光速，其值為AU/d（質心動力時，Barycentric Dynamical Time，TDB）。如同光速在國際單位制（SI）是固定以公尺 / 秒（cSI）為表示單位，使用 AU/d（cAU）測量光速的方法，用來測量天文單位所得到的單位也是用公尺（A）來呈現：

國際天文聯合會在 2009 年以噴射推進實驗室（JPL）和俄羅斯科學院的星曆表（IAA－RAS）為基礎，比較之後給天文單位（AU）的最佳估計值，以公尺為單位的值是：

A= m。

使用

根據定義，天文單位是依賴日心重力常數，這是重力常數 G 和太陽質量的乘積。然而，無論是 G 或皆無法被高精確的測量，但是它們的乘積可由觀察行星的相對位置而精確的得知（從牛頓重力論的克卜勒第三定律可得）。計算星曆表中行星的位置時只需此乘積，這解釋了為何星曆表使用天文單位做計算而非國際單位制。

星曆表的計算也需要考慮到廣義相對論的效應。特別的是，在地球表面上的時間間隔測量（地球時，Terrestrial Time）與行星的運動相比較並不是常數：當與「行星秒」（以質心動力時測量，Terrestrial Dynamical Time）比較時，地球時的秒在一月較短，在七月則較長。這是因為地球與太陽的距離不是固定的（它在天文單位和天文單位之間變化），並且當地球靠近太陽（近日點）時，太陽的重力場較強，同時地球也以較快的速度在軌道路徑上移動。因為公尺以秒來定義，且對所有的觀測者而言光速恆定，在與行星尺的長度比較時，地球尺的長度產生了週期性的變化。

米被定義為固有長度（原長度）的單位，但是國際度量單位制（SI）並未確認其使用的度規張量。事實上，國際度量衡委員會（CIPM）注意到「此定義只適用於一個足夠小的空間尺度中，小到重力場不均勻性的影響可以忽略」。因此，在太陽系尺度的距離測量，米是未經定義的。1976 年對天文單位的定義是不完整的，因為它沒有指定測量的時間是在哪個參考座標系，但實務上用於計算星曆表已足夠：有人提出與廣義相對論相容的更全面定義，，導致了「激烈的討論」。直到 2012 年八月，IAU 採用現行定義：1 天文單位 (au)＝ 公尺。

歷史

阿里斯塔克斯基於弦月和太陽分離的角度是 87°，估計太陽到地球的距離是地月距離的 18 至 20 倍，但實際上是 390 倍。

依據該撒利亞的優西比烏《福音的準備》（Praeparatio Evangelica），埃拉託斯特尼發現太陽的距離是 "σταδιων μυριαδας τετρακοσιας και οκτωκισμυριας"（直譯為 “10000 個 400 和 / 加 80000 斯達地”），譯作 408,0000 斯達地（1903 年埃德溫・漢密爾頓吉福翻譯），或相當於 8,0400,0000 斯達地（edition of Édouard des Places 在 1974-1991 年的編輯），而希臘的斯達地相當於現今的 185 至 190 公尺，前者的翻譯太低，只有 75,5000 公里，而第二位的翻譯是 1 億 4870 萬公里至 1 億 5280 萬公里（精確至 2%）。

喜帕恰斯也給了地球至太陽距離的估計值，以 Pappus 的引述是地球半徑的 490 倍。依據諾埃爾斯維爾德洛和 G.J. 圖默重建的推測，可以看得出這是來自太陽的視差 "至少" 有 7 弧分的假設。

一篇中國的數學論文，周髀算經（大約在西元前一世紀）顯示瞭如何利用幾何學計算出太陽的距離：假設地球是平坦的，使用相距 1000 華裡的三個地點，測量在正午的日影長度。

在西元 2 世紀，托勒密估計太陽的平均距離是地球半徑的 1210 倍。要確定這個值，托勒密測量了月球的視差，發現月球的平視差是 1° 26′，而這個值比實際的大了許多。然後他推導出月球的最大距離是地球半徑的 64 1/6 倍。由於他的視差圖和它的月球軌道理論中的錯誤互相抵消，因此這一數值大致上是接近正確值的。然後，他測量太陽和月球的視大小，並得出結論認為太陽表面的直徑和月球在最大距離時的月球直徑一樣，並且從月食的紀錄，他以月食時月球透過地球影錐的時間估計影錐的視直徑。從這些資料，地球到太陽的距離可以利用三角學算出是地球半徑的 1210 倍。這使太陽和月球距離的比率大約是 19 倍，符合阿里斯塔克斯匹配的圖形。雖然從理論上來說，托勒密的過程是可行的，但它對資料上微小的變化非常敏感，因此只要在測量上變更幾個百分點，就可以使太陽的距離變成無限大。

希臘天文學在中世紀傳到伊斯蘭世界之後，天文學家對托勒密的宇宙模型做了一些變動，但是對他估計的太陽到地球距離並沒有多大的改變。例如，在介紹托勒密天文學時，al-Farghānī給的太陽與地球的平均距離是 1170 個地球半徑；而在他的 zij，al-Battānī所用太陽的平均距離為 1108 個地球半徑。其後的天文學家，像是 al-Bīrūnī，也使用相似的數值。稍後在歐洲，哥白尼和第谷也使用類似的數值（1142 個地球半徑和 1150 個地球半徑），和托勒密的數值也非常接近，地球和太陽距離經過 16 世紀倖存了下來。

約翰內斯・克卜勒是第一位體認到托勒密估計的數值太低的人（根據克卜勒，至少要提高三倍），在他的魯道夫星表（1627 年），克卜勒行星運動定律允許天文學家計算太陽與行星的相對距離，並且引起重新測量地球與太陽絕對距離的興趣（然後可以用於其它的行星）。望遠鏡的發明允許可以比肉眼觀測更精確的測量角度，佛蘭芒天文學家 Godefroy Wendelin 在 1635 年重新進行阿里斯塔克斯的觀測，並且發現托勒密的數值至少低了 11 倍。

透過金星凌日的觀測可以得到更準確的估計值。從兩個不同的位置測量金星凌日，可以精確金星的視差，和金星與地球相對於太陽的相對距離，太陽視差 α（不能直接測量）。耶利米霍羅克斯曾經企圖根據他在 1639 年觀測的金星凌日為基礎來估計這個值（於 1662 年發表），得到的視差值是 15 弧秒，類似於溫德林的值。太陽視差是以地球 - 太陽的距離和地球的半徑為底線測量的：

太陽視差越小，太陽和地球的距離越遠：15" 的太陽視差相當於地球和太陽的距離是 1,3750 地球半徑。

惠更斯相信這個距離應該更大：經由比較金星和火星的視大小，他估計是 2,4000 地球半徑，相當於 8.6" 的太陽視差。雖然惠更斯的估計值非常接近現代的值，但是因為他的工作方法經常有許多無法證明（或錯誤）的假設，因此天文史學家對他的成就經常會打個折扣；因此他這個精確的數值似乎是出於幸運而非良好的觀測，可能是他的各項錯誤相互抵銷的結果。

Jean Richer 和卡西尼在 1672 年火星大接近地球時，分別從巴黎和法屬蓋亞那的首府卡宴測量火星的視差。他們得到太陽視差是 9½"，這相當於地球半徑的 22,000 倍。他們還是第一次獲得準確和可靠的地球半徑數值的天文學家：與他們的同事讓・皮卡爾在 1669 年測量出地球半徑是 326,9000toise（1toise =1.949 米）。另一位同行，奧勒・羅默，在 1676 年證實光波以限速度傳播：數值是如此之大，通常需要以光線行經太陽到地球的距離所經過的時間，或每單位距離的光時來引述，現今天文學家還保留了這個距離單位。

詹姆斯・葛列格里發展出更好的方法來觀測金星凌日，並且發表在 Optica Promata（1663 年），得到愛德蒙・哈雷強烈的支援，並且應用在 1761 和 1769 以及 1874 年和 1882 年年的金星凌日觀測上。金星凌日是成對發生的，但是每世紀發生和觀測的次數少於一次，因此 1761 年和 1769 年的觀測是一次前所未有的國際合作。儘管在七年戰爭的期間，還是耗費巨資派遣了數十名天文學家至世界各地進行觀測：有幾位因而鞠躬盡瘁。Jérôme Lalande 整理各種不同的結果，得到的太陽視差是 8.6″的結果。

另一種方法與光行差常數有關，並且得到被廣泛接受的太陽視差：8.80″（接近現在的數值：8.794143″），雖然西蒙・紐康也是用金星凌日的資料，但他給這種方法很高的評價。紐康也與 A.A.Michelson 合作以地基的裝置測量光速；與光行差常數（這是每單位距離的光時）結合，首次直接測量得到以公里為單位的日地距離。紐康的太陽視差值（和光行差常數與高斯引力常數）在 1896 年被納入第一次國際體系的天文常數，並且直到 1964 年都被用來計算星曆表。天文單位這個名詞在 1930 年首度被使用。

近地小行星愛神星的發現和 1900 年至 1901 年的接近，使視差的測量獲得很大的改善。另一次國際性的專案在 1930-1931 年再度進行了愛神星視差的測量。

在 1960 年代初期，直接用雷達測量金星和火星的距離成為可行的方法。隨著光速測量值的改進，這顯示紐康的太陽視差和光行差常數兩者是互相矛盾的。

發展

單位距離 A（用公尺表示的天文單位數值）可以表達其它的天文常數：

此處 G 是牛頓引力常數，M☉是太陽質量，k 是高斯引力常數，和 D 是時間週期中的一天。太陽以輻射不斷穩定的流失質量，所以行星的軌道也穩定的向外擴張並遠離太陽。這也導致放棄天文單位作為一種度量單位的呼籲；也有呼籲以固定的公尺數值定義天文單位。

如同光速在國際度量單位制（SI）中有明確的數值，高斯重力常數 k 是固定的天文單位系統，測量每單位距離的光時完全等同於國際度量單位的 GM☉。因此，有可能將建構曆書的單位完全採用國際度量單位，而這正逐漸成為規範。

在 2004 年，使用輻射對內太陽系所做的測量，認為由於太陽輻射的作用，單位距離的世紀增加量是每世紀 + 15±4米

另一個解釋地球退離的可能性是太陽潮汐的摩擦，類似於月球的退離是地球潮汐的作用。日本弘前大學的在 2009 年提出瞭如是的建議。

之後，基於輻射和角度的觀測得到較低的估計數值是每世紀 + 7±2米，但是這依然遠大於太陽輻射和目前的重力理論所推算的數值。基於輻射測量的重力常數可能的變化是每世紀 1012 的部分，或者更低。有人建議觀測到的增加可以用 DGP 模型來解釋。

例子

這些距離是近似的平均距離，由於天體在軌道上運動，所以距離會隨著時間變化，也要考慮其它因素造成的變化。

月球與地球的距離是 0.0026 ± 0.0001 AU。
地球與太陽的距離是 1.00 ± 0.02 AU。
火星與太陽的距離是 1.52 ± 0.14 AU。
木星與太陽的距離是 5.20 ± 0.05 AU。
冥王星與太陽的距離是 39.5 ± 9.8 AU。
柯伊伯帶大約開始於 35 AU。
離散盤開始於 45 AU（與柯伊伯帶重疊超過 10 AU）。
柯伊伯帶結束於 50-55 AU。
Sedna 的軌道範圍距離太陽 76 至 942 AU；Sedna 目前與太陽的距離大約是 88AU。
94 AU：太陽風 / 恆星風 / 星際介質之間的終端震波。
96.7 AU：矮行星鬩神星在 2009 年與太陽的距離。鬩神星和它的衛星目前是太陽系中除了長週期彗星和太空探測器之外，距離最遙遠的天體。
100 AU：日鞘（Heliosheath）。
：2020 年 8 月 2 日旅行者 1 號與太陽的距離，它是目前距離太陽最遠的人造物體，仍以每年 3.5AU 的距離遠離太陽中。
100-1000 AU：離散盤天體分佈的主要距離。
1000-3000 AU：希爾雲 / 內歐特雲開始的距離。
20,000 AU：希爾雲 / 內歐特雲結束的距離，"外歐特雲" 的開始。
50,000 AU：估計 “外歐特雲” 可能的最近距離極限（0.8 光年）。
100,000 AU：估計 “外歐特雲” 可能的最遠距離極限（1.6 光年）。
230,000 AU：太陽的引力場可能影響的最大距離（希爾 / 洛西球）。超越這個距離就是真正的星際介質，這個距離是 1.1 秒差距（3.6 光年）。
半人馬座比鄰星，除了太陽之外，距離地球最近的恆星，距離太陽大約 268, 000 AU。
參宿四的平均直徑是 5.5 AU（822,800,000 公里）。
太陽至銀河系中心的距離，大約是 1.7 AU。

換算因素

1 AU = 149,597,870 km ≈ 1.5 × 108 km
1 AU ≈ 92,955,807 英里 ≈ 8.317 光分 ≈ 499 光秒
1 光秒 ≈ 0.002 AU
1 吉米 ≈ 0.0067 AU
1 光年 ≈ 63,241 AU
1 秒差距 ≈ 206,265 AU