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【我们离太阳有多远？大概不眠不休活到80岁，第54代子孙就能走到】
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我们都知道 ， 表示距离的常见单位有米和千米 。 但在天文学上 ， 这些单位用起来就很不方便 ， 因为天文学上的距离远到没法用常见的单位来丈量 ， 即便是千米 ， 也只适用于距离很近的天体 。
因此 ， 在天文学上 ， 人们建立了一些新的距离单位 ， 其中最小、最基本的一个就叫做“天文单位” ， 缩写为AU 。 1个天文单位指的就是地球到太阳的平均距离 ， 约为1.5亿千米 ， 那么下面我们就来介绍一下这个单位的由来 。
地球到太阳的距离是如何计算出来的
我们先说说地球到太阳有多远 ， 这个问题从两千多年前人们就开始思考了 。 古希腊科学家阿里斯塔克在《关于太阳和月亮的大小和距离》一书中 ， 根据日月的角直径和半月时日月之间的角度 ， 计算出太阳到地球的距离是月亮到地球距离的18到20倍（实际倍率约为389倍） 。
托勒密关于日月的大小和距离的计算 ， 图片来源：wiki
托勒密先是测量了月亮的视差 ， 计算出月球到地球的距离是地球半径的64倍左右 。 然后 ， 比较了太阳和月球视觉上的大小 ， 得出了太阳的大小约等于月球的大小 。 最后 ， 根据月食期间月球穿过地球阴影锥的直径等数据 ， 计算出太阳到地球距离为地球半径的1210倍（实际倍率约为23455倍） 。 这个距离大约是地月距离的19倍 ， 与阿里斯塔克的结果基本一致 。
到了中世纪 ， 先后有许多阿拉伯天文学家也计算过太阳的距离 ， 结果都与托勒密的计算相差不多 。 直到16世纪 ， 望远镜的发明使天文观测数据变得更加精确 ， 天文学家们找到了新的观测方法 ， 那就是利用金星凌日来测量太阳的视差 。 通过测量两个不同位置的凌日 ， 可以计算出金星的视差 ， 再根据地球和金星与太阳的相对距离 ， 得到太阳视差 ， 便可计算出太阳的距离 。 英国天文学家耶利米霍·洛克斯（Jeremiah Horrocks）利用1639年发生的金星凌日 ， 计算出太阳视差为15″ ， 由此得出日地距离为13750倍地球半径 。 而荷兰天文学家克里斯蒂安·惠更斯（Christiaan Huygens）在对比了金星和火星的大小后 ， 认为这个距离应该更大 。 他估算太阳视差为8.6″ ， 所以日地距离应该为24000倍地球半径 ， 但是由于没有观测证据 ， 这样的说法并没有得到认可 。
金星穿越太阳表面 ， 图片来源：wiki到了1672年 ， 法国天文学家让·里奇（Jean Richer）和意大利天文学家乔瓦尼·多梅尼克·卡西尼（Giovanni Domenico Cassini）在火星冲日时重新测量了火星视差 ， 修正后得到的太阳视差值为9.5″ ， 由此计算出日地距离为22000倍地球半径 ， 这个距离在当时得到了普遍认可 。 而利用金星凌日来测量太阳距离的方法也开始得到长期和广泛的使用 。
利用金星凌日观测的示意图 ， 图片来源：wiki
到了19世纪 ， 人们有了更多的方法和更好的仪器来进行观测 ， 而到了20世纪 ， 得益于雷达和遥测技术的应用 ， 太阳到地球距离的测量精度已经可以达到米的级别了 。
重新定义天文单位
地球围绕太阳的轨道是一个椭圆 ， 这个椭圆的半长轴被定义为连接近日点和远日点的直线段的一半 ， 太阳的中心位于这条直线段上 ， 但是不在中点 。
由于椭圆形在数学上定义了确切的形状 ， 所以整个轨道的计算以及基于此的预测就可能会实现 。 椭圆轨道的长半轴也成为了地球在一年中所经过的最大距离 ， 这个距离对于我们的观测是非常重要的 ， 因为在对其他天体进行观测时 ， 都要以这条线段作为基准线 。
测量天体的基准线 ， 图片来源：wiki
进入20世纪 ， 天体测量变得越来越精确 ， 因此对基准的要求也越来越高 。
1976年 ， 为了给天文单位建立一个更加精准的度量 ， 国际天文学联合会（IAU）正式采用了一个新的定义 ， 并用符号A来表示天文单位的长度 。 根据定义 ， 一个天文单位是：围绕太阳运动的一个具有无穷小质量的粒子 ， 以每天0.01720209895弧度的角频率运动 ， 其轨道半径为一个天文单位 。 这个定义下 ， 天文单位的具体数值要取决于日心引力常数 ， 即引力常数和太阳质量的乘积 。 而这两个数值单独拿出来进行测量 ， 测量值都不够精准 ， 这样一来 ， 这个定义的精准度也就不会太高 。
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