Yekeya astronomîk

thumb|Xeta gewr dûrahiya di navbera Dinya û Rojê nîşan dide ku bi navînî bi qasî 1 yekîneya astronomîkî ye.
**Yekeya astronomîk** yan jî **Yekeya stêrnasiyê**, (nîşan: **au**, **** yan jî **AU**) yekeya pîvanê ye ku bi dûrahiya ji Dinyayê heya Rojê û bi qasî 150 mîlyon kîlomêtre yan jî 8.3 hûrdemên ronahiyê ye. Dûrahiya rastîn ji Erdê heya Rojê dema ku Dinya li dora Rojê digere, ji herî zêde heya herî kêm û her sal carekê vedigere û bi qasî ji sedî 3 diguhere. Yekeya astronomîkî di destpêkê de wekî navgînî ya pişteroj û berîroja Dinyayê hate fikirîn; lê belê, ji sala 2012an vir ve yeke bi temamî 149.597.870.700 mêtre hatiye pênase kirin.

Yekîneya astronomîkî bi giranî ji bo pîvandina dûrbûnên di nav Pergala Rojê de yan jî li dora stêrkên din tê bikar anîn.

## Dîroka bikaranîna nîşanê
Ji bo yekîneya astronomîkî gelek sembol û kurtenivîsên yekîneyê hatine bikar anîn. Di biryarekî di sala 1976an de, Yekîtiya Astronomî ya Navneteweyî (IAU) nîşana A bikar anîbû ku dirêjiyek bi yekeya stêrnasiyê re diyar bike. Di lîteratûra astronomîkî de, sembola AU hevpar e (wisa dixuye ku ev wiha dimîne). Di sala 2006an de, Buroya Navneteweyî ya Giranî û Pîvanê (BIPM) ua wekî sembola yekîneyê pêşniyar kiribû. Di pêveka ne-normative C ya ISO 80000-3:2006 de (niha vekişiyaye), sembola yekîneya stêrnasî "ua" bû.

Di sala 2012an de, IAU, destnîşan kir "ku sembolên cihêreng niha ji bo yekîneya astronomîkî têne bikar anîn", bikaranîna sembola "au" pêşniyar kir. Kovarên zanistî yên ku ji hêla Civaka Astronomî ya Amerîkî û Civata Astronomîkî ya Qraliyetê ve têne weşandin paşê vê sembol pejirandin. Di guhertoya sala 2014e û çapa sala 2019an a Broşûra SIê de, BIPM sembola yekîneyê "au" bikar anî. ISO 80000-3:2019, ku cihê ISO 80000-3:2006 digire, behsa yekîneya astronomîkî nake.

## Pêşveçûn û pênaseya yekeyê
Rêwîtiya Dinyayê li dora Rojê elîpsek e. Eksê nîv-mezin a vê rêgeha elîptîk wekî nîvê beşa xêza rast a ku berîroj û pişteroj digihîne hev tê pênase kirin. Navenda Rojê li ser vê beşa xêza rast e, lê ne di nîvê xêzê de ye. Ji ber ku elîps awayê baş-fêmkirî ne, pîvandina niqteyên wê yên tund awayê tam bi matematîkî diyar dike û hesabên ji bo tevahî orbitê û hem jî pêşbîniyên li ser bingeha çavdêriyê pêk tîne. Bi ser de, wê tam dûrahiya herî mezin a rasterast a ku Dinya di nav salekê de derbas dibe, destnîşan kir, dem û cîhên ji bo çavdêrîkirina paralaksa herî mezin (guhartinên xuyanî yên pozîsyonê) di stêrkên nêzîk de diyar dike. Pêşveçûnên di rastbûnê de her gav ji bo baştirkirina têgihîştina stêrnasiyê mifteyek e. Di seranserê sedsala bîstan de, pîvandin her ku diçe rast û sofîstîke bûne û her ku diçe zêdetir girêdayî çavdêriya rast a bandorên ku ji aliyê teoriya nisbîbûnê ya Einstein ve hatiye destnîşan kirin û li ser amûrên matematîkî yên ku ew bikar tînin ve girêdayî ne.

Pîvandinên çêtir a bi domdarî bi têgihiştina çêtir a zagonên mekanîka ezmanî ku tevgerên tiştên li fezayê birêve dibin, bi domdarî hatin û bi awayê xaçerêzî hatine kontrol kirin. Pozîsyonên çaverêkirî û dûrbûna tiştan di demek diyarkirî de ji van zagonan têne hesibandin (di au) û di berhevokek daneyan de ku jê re ephemeris tê gotin têne berhev kirin. Pergala HORIZONS ya Laboratory Jet Propulsion NASA yek ji çend karûbarên hesabkirina ephemeris peyda dike.

Di sala 1976an de, ji bo ku pîvanek teqez a rast ji bo yekîneya astronomîkî saz bike, IAU bi fermî pênaseyek nû pejirand. Her çend rasterast li ser bingeha pîvandinên çavdêriyê yên wê demê yên çêtirîn ên berdest be jî, pênase li gorî derhênerên herî baş ên matematîkî yên wê demê ji mekanîka esmanî û efemerîdên gerstêrkan ji nû ve hate çêkirin. Wan diyar kir ku "yekeya stêrnasî ya dirêjiyê ew dirêjahî ye (*A*) ku ji bo wê domdariya gravîtasyona Gaussian (*k*) nirxa 0,01720209895 digire dema ku yekeyên pîvandinê yekeyên stêrnasî yên dirêjahî, girse û dem bin". Di heman demê de, bi vê pênaseyê, yek au "radyanê gerdîra Newtonî ya netomarkirî ya li ser tavê ya pirçek xwedî giraniya bêdawî piçûk e, ku bi frekansa goşeyî ya 0,01720209895 radyanî rojê digere"; yan jî wekî din ew dirêjahîya ku domdariya gravîtasyonê ya heliosentrîk (berhema GM☉) wekhev e (0.01720209895) 2&nbsp;au3/d2, dema ku dirêjahî ji bo danasîna cîhên tiştan di Pergala Rojê de tê bikar anîn.

Lêgerînên paşîn ên Pergala Rojê ji hêla sondayên fezayê ve hate kirîn, îmkan da ku mirov bi radar û telemetrîyê pîvandinên rast ên pozîsyona gerstêrkên hundurîn û tiştên din bi dest bixe. Mîna hemî pîvandinên radarê, ev jî xwe dispêrin pîvandina dema ku ji bo fotonan ji tiştekê têne xuyang kirin. Ji ber ku hemî foton bi leza ronahiyê di valahiyê de, bi domdarek bingehîn a gerdûnê, dimeşin, dûrahiya heyberek ji sondayê wekî hilberîna leza ronahiyê û dema pîvandî tê hesibandin. Lêbelê, ji bo rastbûna hesaban ji bo tiştên wekî tevgerên sondajê û tiştan dema ku foton derbas dibin verastkirin hewce dike. Wekî din, pîvana wextê bixwe divê li pîvanek standard were wergerandin ku ji bo dirêjbûna demê ya relativîst hesab dike. Berawirdkirina pozîsyonên ephemeris digel pîvandinên demê yên ku di Demê Dînamîkî ya Barycentric (TDB) de têne diyar kirin, rê dide nirxek ji bo leza ronahiyê di yekîneyên stêrnasî yên rojê de (ji 86400 s). Di sala 2009-an de, IAU tedbîrên xwe yên standard nûve kir da ku pêşkeftinan nîşan bide û leza ronahiyê li 173.144 632 6847(69) au/d (TDB) hesab kir.

Di sala 1983 de, CIPM Pergala Yekîneyên Navneteweyî (SI) guhert da ku mêtre wekî dûrahiya ku di valahiya ronahiyê de di 1/299 792 458 çirkeyê de derbas dibe tê pênase kirin. Ev li cihê pênaseya berê, di navbera salên 1960 û 1983an de derbasdar bû ku ev bû, ku mêtre bi hejmareke diyarkirî ya dirêjahiya pêlên rêzek hinartina krypton-86 re wekhev e. (Sedema guherînê rêbazek çêtir a pîvandina leza ronahiyê bû.) Leza ronahiyê wê gavê dikare bi tevahî wekî *c*0 = 299 792 458 m/s were diyar kirin, ku standardek e ji hêla standardên hejmarî yên IERS ve jî hatiye pejirandin. Ji vê pênase û standarda IAU ya sala 2009an, dema ku ronahiyê di yekîneyek stêrnasî de derbas dibe, tê dîtin τA = 499.0047838061±0.00000001 s ku hinekî zêdetir ji 8 xulek 19 çirke ye. Ji hêla pirjimariyê ve, texmîna çêtirîn IAU 2009 *A*&nbsp;= *c*0*τ*A = 149 597 870 700±3 mêtre yê li ser bingeha berhevdana Laboratoriya Jet Propulsion û efemerîdên IAA-RAS.

Di sala 2006an de, BIPM nirxa yekîneya astronomîkî wekî 1.495 978 706 91 (6) × 1011 mêtre ragihand. Di guhertoya sala 2014an a Broşura SI de, BIPM ji nû ve pênasekirina yekîneya stêrnasî ya IAU ya sala 2012an wekî 149 597 870 700 mêtre nas kir.

Ev pêşbînî hêj jî ji çavdêrî û pîvandinên ku di bin xeletiyê de ne û li ser bingeha teknîkên ku hinek bandorên relativîst standard nekirine û ji ber vê yekê ji bo hemî çavdêran domdar nebûne, hate wergirtin. Di sala 2012an de, hate dîtin ku bi tenê wekhevkirina nisbîbûnê dê pênaseyê pir tevlihev bike, IAU bi tenê texmîna sala 2009an bikar anî ku yekîneya astronomîkî wekî yekîneyek kevneşopî ya dirêjahiyê rasterast bi metre ve girêbide (tamî 149 597 870 700 m) ji nû ve pênase bike. Pênaseya nû di heman demê de wekî encamek nas dike ku yekîneya stêrnasî di karanîna wê de bi hêsanî di hinek sepanan de sînordar e, niha rolek kêm girîng dileyize.
:
Ev pênase leza ronahiyê diyar dike ku bi temamî wekî 299 792 458m/s tê pênase kirin, bi tamî 299 792 458×864 00÷149 597 870 700 yan jî bi qasî 173 144 632 674 240au/d, bi qasî 60 par ji texmîna per 200 jê kêmtir e.
## Bikaranîn û girîngî
Bi pênaseyên ku berî sala 2012an hatine bikar anîn, yekîneya stêrnasî bi berdewamiya gravîtasyonê ya helîosentrîk ve girêdayî bû. Yan jî berhema domiya gravîtasyonê, G û girseya rojê, M☉. Ne G û ne jî M☉ ji hev cuda bi rastbûna bilind nayên pîvandin lê nirxa hilbera wan ji çavdêrîkirina pozîsyonên têkildar ên gerstêrkan pir rast tê zanîn (Zagona Sêyemîn a Kepler ku di warê gravitasyona Newtonî de tê diyar kirin). Tenê hilber ji bo hêjmartina pozîsyonên gerstêrkan ji bo ephemeris hewce ye, ji ber vê yekê ephemerîd bi yekîneyên astronomîkî têne hesibandin û ne di yekîneyên SI de ye.

Hesabkirina ephemerîdan jî hewce dike ku bandorên nîsbetiya giştî were berçavgirtin. Bi taybetî, navberên dema ku li ser rûyê erdê têne pîvandin (Dema Erdî) dema ku bi tevgerên gerstêrkan re têne berhev kirin, ne sabit in: dema ku bi "çirkeya gerstêrkî" (bi kevneşopî di TDBê de tê pîvandin) were berhev kirin, çirkeya bejayî (DE) nêzîkê meha Çileyê dirêjtir û nêzîkê meha tîrmehê kurttir xuya dike. Ji ber ku dûrahiya di navbera Dinya û Rojê de sabît nîne (ew di navbera 0. 983 289 8912 û 1. 016 710 3335 au de diguhere) û dema ku Dinya nêzî rojê ye (perihelion), qada gravîtasyonê ya Rojê bihêztir e û Dinya li ser riya xwe ya orbîtal zûtir dimeşe. Ji ber ku mêtre li gorî duyemîn tê pênase kirin û leza ronahiyê ji bo hemî çavdêran sabît e, metreya erdî li gorî "metreya gerstêrkî" li ser bingehek perîyodîk xuya dike ku dirêjahî wî diguhere.

Metre wekî yekîneyek dirêjahiya rast tê pênase kirin lê pênaseya SI tansora metrîk diyar nake ku di destnîşankirina wê de were bikar anîn. Bi rastî, Komîteya Navnetewî ji bo Giranî û Pîvanan (CIPM) destnîşan dike ku "pênaseya wê tenê di nav deverek cîhê de têra xwe hindik e ku bandorên neyekheviya qada gravîtasyonê were paşguh kirin, derbas dibe". Bi vî awayî, mêtre ji bo mebestên pîvandina dûrahiyan di hundurê Pergala Rojê de ne diyar e. Di sala 1976an de pênaseya yekîneya astronomîkî ne temam bû ji ber ku çarçoweya referansê diyar nekir ku tê de dem tê pîvandin, lê ji bo hesabkirina ephemerîdên pratîkî îsbat kir: danasînek temamî ku bi relatîfa giştî re lihevhatî ye hate pêşniyar kirin û "nîqaşeke xurt" derket holê heta tebaxa sala 2012an dema ku IAU pênaseya heyî ya 1 yekîneyeke astronomîkî 149 597 870 700 mêtre pejirand.

Yekîneya stêrnasî bi gelemperî ji bo dûrahiya pîvana pergala stêrkan tê bikar anîn ku wekî mezinahiya dîsk ên protostêrk yan jî dûrahiya heliosentrîk a asteroîdê lê yekîneyên din ji bo dûrahiyên din ên di astronomiyê de têne bikar anîn. Yekîneya astronomîkî ji bo navberên navstêrkan cihê ku parsek û pîvanên salên ronahiyê bi berfirehî têne bikar anîn, pir biçûk e. Parsek (çirkeya kemera paralaksê) li gorî yekeya stêrnasî tê pênase kirin ku dûrahiya heyberek bi paralaksa 1" e. Pîvanên salên ronahiyê bi gelemperî di karên populer de tê bikar anîn, lê jiber ku ne yekîneyek ya SIyê ya pejirandî ye û bi kêmasî ji hêla stêrnasên profesyonel ve tê bikar anîn.

Dema ku modelek jimarî ya Sîstema Rojê simule dike, yekîneya astronomîkî pîvanek guncan peyda dike ku di hesabên xalên cihguhertinok de xeletiyên (herikîn, binçûn û qutkirin) kêm dike.
## Pêşketin
Dûrahiya yekeya *A* (nirxa yekeya stêrnasî bi mêtre) dikare li gorî sabitên stêrnasî yên din were diyar kirin:
:A^3 = \frac{G M_\odot D^2}{k^2},
ku  berdewamiya gravîtasyonê ya Newtonî ye, M☉ girseya rojê ye,  nirxa jimarî ya domdariya gravîtasyonê ya Gaussian e û  dema yek rojê ye. Roj bi hilberîna enerjiyê, bi berdewamî girseya xwe winda dike. Jiber vê yekê rêgehê gerstêrkan bi domdarî ji Rojê ber bi derve ve berfireh dibin. Ev yek bû sedema bangan ku dev ji yekîneya astronomîkî wekî yekîneya pîvandinê bê berdan.

Ji ber ku leza ronahiyê di yekîneyên SIê de nirxek diyarkirî ya temamî heye û domdariya gravîtasyona Gaussian *k* di pergala stêrnasî ya yekeyan de sabît e, pîvandina dema ronahiyê ya her yekîneya dûrbûnê temamî bi pîvandina hilbera G×M☉ di yekîneyên SIê de wekhev e. Ji ber vê yekê mimkun e ku ephemerîd bi tevahî di yekîneyên SIyê de were çêkirin ku her ku diçe norm dibe.
## Mînakên yekeyan
Di tabloya jêrîn de hinek dûrahiyên ku bi yekeyên stêrnasî hatine dayîn hene. Di nav wan de hinek mînakên dûrbûnê hene ku bi gelemperî di yekîneyên astronomîkî de nayên dayîn, ji ber ku ew pir kurt in yan jî pir dirêj in. Dûr bûn bi gelemperî bi demê re diguhere. Mînak bi zêdebûna dûrbûnê têne navnîş kirin.

## Çavkanî

Kategorî:Yekeyên astronomiyê
Kategorî:Yekeyên dirêjiyê