Unidade astronômica - Astronomical unit


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Unidade astronômica
unit.png Astronomical
A linha cinza indica a distância Terra-Sol, que em média é de cerca de 1 unidade astronômica.
Informação geral
sistema de unidades Astronomical sistema de unidades
(aceites para utilização com o SI)
Unidade de comprimento
Símbolo au, ua, ou AU 
conversões
1 au, ua, ou UA em ... ... é igual a ...
   métricas ( SI unidades)    149 597 870 700  m
   imperiais  e  dos EUA  unidades    9.2956 × 10 7  mi
   unidades astronômicas    4,8481 × 10 -6  pc
    1,5813 × 10 -5  ly

A unidade astronômica (símbolo: au, ua, ou UA) é uma unidade de comprimento , aproximadamente a distância de terra ao Sun . No entanto, essa distância varia como a Terra orbita o Sol, a partir de um máximo ( afélio ) ao mínimo ( periélio ) e novamente uma vez por ano. Originalmente concebida como a média de afélio e periélio da Terra, desde 2012 ele tem sido definida como exatamente 149 597 870 700 metros ou cerca de 150 milhões de quilómetros (93 milhões de milhas). A unidade astronômica é usado principalmente para medir distâncias dentro do Sistema Solar ou em torno de outras estrelas. No entanto, também é um componente fundamental na definição de uma outra unidade de comprimento astronômico, o parsec .

História de uso símbolo

Uma variedade de símbolos de unidades e as abreviaturas têm sido utilizadas para a unidade astronómicas. Numa resolução 1976, a União Astronômica Internacional (IAU) usou o símbolo A para a unidade astronômica. Na literatura astronômica, o símbolo AU era (e continua sendo) comum. Em 2006, o Bureau Internacional de Pesos e Medidas (BIPM) recomendou ua como o símbolo para a unidade. No não-normativa anexo C da ISO 80000-3 (2006), o símbolo da unidade astronômica é "UA". Em 2012, a IAU, observando "que vários símbolos estão atualmente em uso para a unidade astronômica", recomenda-se o uso do símbolo "au". Em 2014 revisão do SI Brochura, o BIPM usado a unidade símbolo "au".

Desenvolvimento de definição de unidade

Órbita da Terra em torno do Sol é uma elipse . A semi-eixo maior desta órbita elíptica é definida como sendo metade da recta segmento de recta que une o afélio . O centro do Sol encontra-se neste segmento de linha reta, mas não no seu ponto médio. Porque elipses são formas bem entendido, a medição dos pontos de seus extremos definidas matematicamente a forma exacta, e fez possíveis cálculos para toda a órbita, bem como previsões com base na observação. Além disso, ele mapeou exatamente a maior distância em linha reta que a Terra atravessa ao longo de um ano, definindo tempos e lugares para observar o maior paralaxe (aparentes mudanças de posição) em estrelas próximas. Mudança do Saber Terra e mudança de uma estrela habilitado distância da estrela a ser calculado. Mas todas as medições estão sujeitas a algum grau de erro ou incerteza, e as incertezas no comprimento da unidade astronômica só aumentou as incertezas nas distâncias estelares. Melhorias na precisão sempre foram a chave para melhorar a compreensão astronômico. Ao longo do século XX, as medidas tornaram-se cada vez mais preciso e sofisticado, e cada vez mais dependente de observação precisa dos efeitos descritos por Einstein teoria da relatividade e sobre as ferramentas matemáticas que costumava.

Medições melhorando continuamente foram verificados e cruzados por meio de uma melhor compreensão das leis da mecânica celeste , que governam os movimentos de objetos no espaço. As posições esperadas e distâncias de objetos em um tempo estabelecido são calculadas (em AU) a partir dessas leis, e montados em um conjunto de dados chamado de efemérides . NASA 's Jet Propulsion Laboratory HORIZONTES Sistema fornece um dos vários serviços efemérides computação.

Em 1976, a fim de estabelecer uma medida ainda mais precisa para a unidade astronômica, a IAU formalmente adotada uma nova definição . Embora directamente com base nas medições de observação, em seguida,-melhor disponíveis, a definição foi reformulada em termos dos então-melhores derivações matemáticas de mecânica celeste e efemérides planetários. É afirmado que "a unidade astronomia de comprimento é que o comprimento ( A ) para os quais a constante gravitacional de Gauss ( K ) leva o valor 0,017 202 098 95 quando as unidades de medida são as unidades astronómicas de comprimento, a massa e o tempo". De forma equivalente, por esta definição, um R é "o raio de uma órbita circular newtoniano imperturbável sobre o sol de uma partícula com massa infinitesimal, movendo-se com uma frequência angular de 0,017 202 098 95  radianos por dia "; ou, alternativamente, que o comprimento pelo qual a constante gravitacional heliocéntrica (o produto L M ) é igual a ( 0,017 202 098 95 ) 2  R 3 / d 2 , em que o comprimento é usado para descrever as posições dos objectos no sistema solar.

Explorações subsequentes do sistema solar por sondas espaciais tornou possível obter medições precisas das posições relativas dos planetas interiores e outros objectos por meio de radar e de telemetria . Tal como acontece com todas as medições de radar, estas dependem medindo o tempo necessário para fotões a ser reflectida a partir de um objecto. Porque todos os fotões mover na velocidade da luz no vácuo, uma constante fundamental do universo, a distância de um objecto a partir da sonda é calculado como o produto da velocidade da luz e o tempo medido. No entanto, para os cálculos requerem precisão de ajuste para as coisas, tais como os movimentos da sonda e o objecto ao mesmo tempo os fotões estão em trânsito. Além disso, a medição do tempo em si tem de ser traduzida para uma escala padrão que responde por dilatação do tempo relativista. A comparação das posições de efeméride com medições em tempo expressas na TDB escala conduz a um valor para a velocidade da luz em unidades astronómicas por dia (de 86 400  s ). Até 2009, a IAU tinha atualizado as suas medidas padrão para refletir melhorias, e calculou a velocidade da luz no 173,144 632 6847 (69) AU / d (TDB).

Em 1983, o Comitê Internacional de Pesos e Medidas (CIPM) modificou o Sistema Internacional de Unidades (SI ou sistema métrico "moderno") para fazer o medidor definido como a distância percorrida no vazio pela luz no 1/299792458 segundo. Este substituiu a definição anterior, válido entre 1960 e 1983, o que foi que o medidor igualou um certo número de comprimentos de onda de uma determinada linha de emissão de krypton-86. (A razão para a mudança era um método melhorado para medir a velocidade da luz). A velocidade da luz poderia então ser expresso exactamente como c 0 = 299 792 458  m / s , um padrão também adoptada pelos iers padrões numéricos. A partir desta definição eo padrão IAU 2009, a tempo para a luz para atravessar uma UA é encontrado para ser τ A = 499,004 783 8061 ± 0,000 000 01  s , mais de 8 minutos. Por multiplicação, a melhor estimativa IAU 2009 foi um  = C 0 τ A  = 149 597 870 700 ± 3 m , com base numa comparação de JPL e IAA-RAS efemérides.

Em 2006, o MPIB relatado um valor da unidade de astronomia como 1,495 978 706 91 (6) × 10 11  m . Em 2014 revisão do SI Brochura, o BIPM reconhecido 2012 redefinição da IAU da unidade astronômica como 149 597 870 700  m . ou um aumento de 9 metros.

Esta estimativa ainda estava derivado da observação e medição sujeitos ao erro, e com base em técnicas que ainda não padronizar todos os efeitos relativísticos, e, portanto, não eram constante para todos os observadores. Em 2012, descobrindo que a equalização da relatividade sozinho faria a definição excessivamente complexa, a IAU simplesmente utilizar a sua estimativa de 2009 para redefinir a unidade astronômica como uma unidade convencional de comprimento diretamente ligada ao medidor (exatamente 149 597 870 700  m ). A nova definição também reconhece como consequência que a unidade astronômica é agora a desempenhar um papel de importância reduzida, limitado em seu uso ao de uma conveniência em algumas aplicações.

Uma unidade astronômica   = 149 597 870 700 metros (exatamente)
92,955 807 milhões de milhas
499.004 segundos-luz
Å 4,848 1368 milionésimos ( 4,848 1368 × 10 -6 ) de um parsec
15,812 507 millionths ( 15,812 507 × 10 -6 ) de um ano-luz

Esta definição torna a velocidade da luz, definido como exactamente 299 792 458  m / s , igual a exatamente 299 792 458  ×  86 400  ÷  149 597 870 700 ou cerca de 173,144 632 674 240 AU / d, a cerca de 60 partes por biliões de menos do que o 2.009 estimativa.

Uso e significado

Com as definições utilizadas antes de 2012, a unidade astronômica era dependente da constante gravitacional heliocéntrica , que é o produto da constante gravitacional G e a massa solar M . Nem G nem M podem ser medidos para alta precisão separadamente, mas o valor de seu produto é conhecido de forma muito precisa de observar as posições relativas dos planetas ( Terceira Lei de Kepler expressa em termos de gravitação newtoniana). Apenas o produto é necessário para calcular as posições planetárias para um efemérides , assim efemérides são calculados em unidades astronómicas e não em unidades SI.

O cálculo de efemérides também requer uma consideração dos efeitos da relatividade geral . Em particular, os intervalos de tempo medido na superfície da Terra ( tempo terrestre , TT) não são constantes quando comparados com os movimentos dos planetas: a segunda terrestre (TT) parece ser mais longo durante o inverno no hemisfério norte e mais curto durante o verão do Hemisfério Norte, quando em comparação com o "segundo planetário" (convencionalmente medido em tempo dinâmico baricêntrica , TDB). Isso ocorre porque a distância entre a Terra eo Sol não é fixo (que varia entre 0,983 289 8912 e 1,016 710 3335  AU ) e, quando a Terra está mais próxima do Sol ( periélio ), o campo gravitacional do Sol é mais forte e Terra está se movendo mais rápido ao longo de sua trajectória orbital . Como o medidor é definida em termos do segundo e a velocidade da luz é constante para todos os observadores, o medidor terrestre parece mudar em comprimento em comparação com o "metro planetário" numa base periódica.

O medidor é definido como sendo uma unidade de comprimento adequado , mas a definição SI não especifica o tensor métrico a ser usado na determinação dele. De fato, o Comitê Internacional de Pesos e Medidas (CIPM) observa que "a sua definição aplica-se apenas dentro de uma extensão espacial suficientemente pequeno que os efeitos da não-uniformidade do campo gravitacional pode ser ignorado". Como tal, o medidor não estiver definida para os fins de medição de distâncias dentro do sistema solar. A definição da unidade astronômica 1976 foi incompleta porque não especificou o quadro de referência no qual o tempo está a ser medido, mas provou ser prático para o cálculo de efemérides: uma definição mais ampla que é consistente com a relatividade geral foi proposto, e "vigorosa debate" seguiu-se até agosto de 2012, quando a IAU adotou a definição atual de 1 unidade astronômica = 149 597 870 700 metros .

A unidade astronômica é tipicamente utilizado para sistema estelares distâncias de escala, tais como o tamanho de um disco protoestelar ou a distância heliocéntrica de um asteróide, enquanto que outras unidades são utilizadas para outras distâncias em astronomia . A unidade astronômica é muito pequeno para ser conveniente para distâncias interestelares, onde o parsec e ano-luz são amplamente utilizados. O parsec (arcsecond paralaxe) é definida em termos da unidade de astronomia, sendo a distância de um objecto com uma paralaxe de um segundo de arco . O ano-luz é frequentemente usado em obras populares, mas não é uma unidade não-SI aprovado e raramente é usado por astrônomos profissionais.

Ao simular um modelo numérico do sistema solar , a unidade astronômica fornece uma escala apropriada que minimiza ( transbordamento , underflow e truncagem ) erros em vírgula flutuante cálculos.

História

De acordo com Arquimedes na Sandreckoner (2.1), Aristarco de Samos estimou que a distância ao Sol para ser 10 000 vezes o raio da Terra (o verdadeiro valor é de cerca de 23 000 ). No entanto, o livro Sobre os Tamanhos e Distâncias do Sol e da Lua , que tem sido atribuída a Aristarco, diz que ele calculou a distância até o Sol ter entre 18 e 20 vezes a distância até a Lua , enquanto que a verdadeira proporção é cerca de 389,174. A última estimativa baseou-se no ângulo entre a meia lua e do sol, que ele estimada como 87 ° (o verdadeiro valor de estar perto de 89,853 °). Dependendo da distância que Van Helden assume Aristarco usado para a distância até a Lua, a sua distância calculada a Sun iria cair entre 380 e 1520 raio da Terra.

De acordo com Eusébio de Cesaréia na Praeparatio Evangelica (Livro XV, capítulo 53), Eratóstenes encontrou a distância ao Sol para ser "σταδιων μυριαδας τετρακοσιας και οκτωκισμυριας" (literalmente "dos estádios miríades 400 e 80 000 "), mas com a nota adicional que no texto grego do acordo gramatical está entre miríades (não estádios ), por um lado e ambos 400 e 80 000 no outro, como em grego, ao contrário do Inglês, todos os três (ou todos os quatro se fosse para incluir estádios ) palavras são flexionados . Este foi traduzida como 4 080 000 estádios (1903 tradução por Edwin Hamilton Gifford ), ou como 804 000 000 estádios (edição de des Locais" , datada 1974-1991). Usando o estádio grego de 185 a 190 metros, o ex tradução trata de 754 800  km para 775 200  km , o que é muito baixo, enquanto que a segunda tradução trata de 148,7 para 152,8 milhões de quilómetros (precisas dentro de 2%). Hiparco também deu uma estimativa da distância da Terra ao Sol, citado por Pappus como igual a 490 raios terrestres. de acordo com as reconstruções conjeturais de Noel Swerdlow e GJ Toomer , esta foi derivada a partir de sua suposição de uma paralaxe solar "menos sensível" de 7 minutos de arco.

Um tratado matemático chinês, o Zhoubi Suanjing (c. 1º século aC), mostra como a distância ao Sol pode ser calculado geometricamente, usando os diferentes comprimentos das sombras do meio-dia observados em três lugares mil li de distância e no pressuposto de que a Terra é plana .

Distância ao Sol
estimado pela
Estimativa em AU
Solar
de paralaxe
Terra
raios
Arquimedes (século 3 aC)
(em O Contador de Areia )
40 " 10 000 0,426
Aristarco (século 3 aC)
(em Sobre os tamanhos e distâncias )  
- 380- 1520 0,016-0,065
Hiparco (século 2 aC) 7 ' 490 0,021
Posidonius (século 1 aC)
(citado por coevos Cleomedes )
- 10 000 0,426
Ptolomeu (século 2) 2 '50 " 1210 0,052
Godefroy Wendelin (1635) 15 " 14 000 0,597
Horrocks Jeremiah (1639) 15 " 14 000 0,597
Christiaan Huygens (1659) 8.6 " 24 000 1.023
Cassini & Richer (1672) 9 1 / 2 " 21 700 0,925
Jérôme Lalande (1771) 8.6 " 24 000 1.023
Simon Newcomb (1895) 8,80 " 23 440 0,9994
Arthur Hinks (1909) 8,807 " 23 420 0,9985
H. Spencer Jones (1941) 8.790 " 23 466 1,0005
moderna astronomia 8,794 143 " 23 455 1,0000

No 2º século dC, Ptolomeu estimou que a distância média do Sol como 1210 vezes o raio da Terra . Para determinar este valor, Ptolomeu começou medindo paralaxe da Lua, achando que equivaleu a um paralaxe lunar horizontal de 1 ° 26 ', que era muito grande. Ele, então, derivada de uma distância lunar máximo de 64 1 / 6  raios terrestres. Por causa de cancelamento de erros na sua figura de paralaxe, sua teoria da órbita da Lua, e outros fatores, esse número era de aproximadamente correta. Ele então mediu os tamanhos aparentes do Sol e da Lua e concluiu que o diâmetro aparente do Sol era igual ao diâmetro aparente da Lua a maior distância da Lua, e a partir de registros de eclipses lunares, estimou esta diâmetro aparente, como bem como o diâmetro aparente do cone de sombra da Terra atravessada pela Lua durante um eclipse lunar. Tendo em conta estes dados, a distância do Sol da Terra pode ser trigonométrica calculado para ser 1.210 Terra raios. Isto dá uma proporção de energia solar para lunar distância de cerca de 19, correspondentes da figura Aristarco. Embora procedimento de Ptolomeu é teoricamente viável, é muito sensível a pequenas alterações nos dados, tanto assim que a mudança de uma medição por alguns por cento pode fazer a distância solar de infinito.

Depois de astronomia grega foi transmitida ao mundo islâmico medieval, os astrônomos fizeram algumas alterações ao modelo cosmológico de Ptolomeu, mas não mudou muito a sua estimativa da distância Terra-Sol. Por exemplo, na sua introdução para a astronomia Ptolemaico, al-Farghani deu um raio solar médio de 1170 raios da terra, ao passo que na sua zij , al-Battani utilizado um raio solar médio de 1.108 raios Terra. Astrônomos subsequentes, tais como Al-Bīrūnī , utilizados valores semelhantes. Mais tarde na Europa, Copérnico e Tycho Brahe números também usados comparáveis ( 1142 e 1150 raios terrestres), e assim aproximado distância Terra-Sol de Ptolomeu sobreviveram através do século 16.

Johannes Kepler foi o primeiro a perceber que a estimativa de Ptolomeu deve ser significativamente muito baixa (de acordo com Kepler, pelo menos por um factor de três) nas suas tabelas de Rudolphine (1627). Leis de Kepler permitiu aos astrónomos calcular as distâncias relativas dos planetas a partir do Sol, e reacendeu o interesse em medir o valor absoluto para a Terra (o que poderia então ser aplicada a outros planetas). A invenção do telescópio permitiu medições muito mais precisas de ângulos do que é possível com a olho nu. Astrônomo flamengo Godefroy Wendelin medições repetidas Aristarco em 1635, e constatou que o valor de Ptolomeu era demasiado baixo por um fator de pelo menos onze.

Uma estimativa um pouco mais preciso pode ser obtido através da observação do trânsito de Vênus . Através da medição do trânsito em dois locais diferentes, pode-se calcular com precisão a paralaxe de Vénus e a partir da distância relativa da Terra e Vénus do Sol, o paralaxe solares α (que não pode ser medida directamente, devido ao brilho do sol). Jeremiah Horrocks tinha tentado produzir uma estimativa com base em sua observação do 1639 trânsito (publicado em 1662), dando um paralaxe solar, de 15 segundos de arco , semelhante à figura de Wendelin. A paralaxe solar está relacionada com a distância Terra-Sol, medido em raios da Terra por

Quanto menor for a paralaxe solar, quanto maior for a distância entre o Sol e Terra: uma paralaxe energia solar de 15" é equivalente a uma distância Terra-Sol de 13 750 raios Terra.

Christiaan Huygens acreditava que a distância era ainda maior: comparando os tamanhos aparentes de Vénus e Marte , ele estimou um valor de cerca de 24 000 raios terrestres, equivalente a uma paralaxe solar, de 8,6" Embora estimativa de Huygens é notavelmente perto de valores modernos. , muitas vezes é descontado pelos historiadores da astronomia por causa das muitas suposições não comprovadas (e incorretas) que ele tinha que fazer para o seu método de trabalho; a precisão de seu valor parece basear-se mais na sorte do que boa medida, com seus vários erros cancelando uns aos outros.

Trânsitos de Vénus em toda a face da Sun foram, durante muito tempo, o melhor método de medição da unidade astronômica, apesar das dificuldades (aqui, o chamado " efeito de gota negra ") e a raridade de observações.

Jean Richer e Giovanni Domenico Cassini medido a paralaxe de Marte entre Paris e Caiena na Guiana Francesa quando Marte estava no seu mais próximo da Terra em 1672. Eles chegaram a uma figura para a paralaxe solar 9 1 / 2  ", equivalente a um Earth- Sun distância de cerca de 22 000 raios terrestres. Eles também foram os primeiros astrônomos têm acesso a um valor preciso e confiável para o raio da Terra, que tinha sido medido pelo seu colega Jean Picard em 1669 como 3269 mil toises . Outro colega, Ole Rømer , descobriu o finito velocidade da luz em 1676: a velocidade era tão grande que era geralmente citado como o tempo necessário para a luz viajar do Sol à Terra, ou "tempo de luz por unidade de distância", uma convenção que ainda é seguido por astrônomos hoje.

Um método melhor para a observação de trânsitos de Vênus foi criado por James Gregory e publicado em seu Optica Promata (1663). Foi fortemente defendida por Edmond Halley e foi aplicado para os trânsitos de Vénus observada em 1761 e 1769, e, em seguida, novamente em 1874 e 1882. Os trânsitos de Vénus ocorrem em pares, mas menos do que um par cada século, e observando os trânsitos em 1761 e 1769 foi uma operação científica internacional sem precedentes, incluindo observações de James Cook e Charles Green do Taiti. Apesar dos guerra de sete anos , dezenas de astrônomos foram enviados para observar pontos ao redor do mundo com grande despesa e perigo pessoal: vários deles morreram no esforço. Os diferentes resultados foram coligidos por Jérôme Lalande para dar um valor para a energia solar paralaxe de 8.6 ".

Encontro Método Um / Gm Incerteza
1895 aberração 149.25 0,12
1941 paralaxe 149,674 0,016
1964 radar 149.5981 0,001
1976 telemetria 149,597 870 0.000 001
2009 telemetria 149,597 870 700 0.000 000 003

Um outro método envolveu a determinação da constante de aberração . Simon Newcomb deu grande peso a este método quando derivando seu valor amplamente aceita de 8,80 "para a paralaxe solar (perto do valor moderno de 8,794 143 "), embora Newcomb também usou dados dos trânsitos de Vénus. Newcomb também colaborou com A. A. Michelson para medir a velocidade da luz com equipamento baseado na Terra; combinada com a constante de aberração (que está relacionada com o tempo de luz por unidade de distância), isto deu a primeira medição directa da distância Terra-Sol em quilómetros. Valor de Newcomb para a paralaxe solar (e para a constante de aberração e a constante gravitacional Gaussiana ) foram incorporados no primeiro sistema internacional de constantes astronómicas em 1896, que permaneceram no lugar para o cálculo de efemérides até 1964. O nome "unidade astronômica" aparece em primeiro lugar ter sido usado em 1903.

A descoberta do asteróide próximo à Terra 433 Eros e sua passagem perto da Terra em 1900-1901 permitiu uma melhoria considerável na medição de paralaxe. Outro projeto internacional para medir a paralaxe de 433 Eros foi realizado em 1930-1931.

medições de radar diretos das distâncias para Vênus e Marte tornou-se disponível no início de 1960. Juntamente com as medidas melhoradas da velocidade da luz, estes mostraram que os valores de Newcomb para a paralaxe solar e a constante de aberração eram incompatíveis um com o outro.

Developments

A unidade astronômica é utilizada como a linha de base do triângulo para medir paralaxes estelares (distâncias na imagem não estão à escala) .

A distância unidade Um (o valor da unidade astronômica em metros) pode ser expressa em termos de outras constantes astronómicas :

onde L é a constante gravitacional newtoniano , M é a massa solar , k é o valor numérico da constante gravitacional Gaussiana e D é o período de tempo de um dia. A Sun está constantemente a perder massa por irradiando energia, de modo que as órbitas dos planetas estão constantemente expandindo para fora do Sol Isto levou a chamadas de abandonar a unidade astronômica como uma unidade de medida.

À medida que a velocidade da luz assume um valor exacto definida em unidades SI e a Gaussiana gravitacional constante k é corrigido no sistema astronomia de unidades , medindo o tempo de luz por unidade de distância é exactamente equivalente para medir o produto L M em unidades SI. Por isso, é possível construir efemérides inteiramente em unidades SI, que é cada vez mais a norma.

A análise de medições radiométricas no Sistema Solar interior 2004 sugeriu que o aumento secular na distância unidade foi muito maior do que pode ser explicado pela radiação solar, + 15 ± 4 metros por século.

As medições das variações seculares da unidade astronômica não são confirmadas por outros autores e são bastante controversos. Além disso, desde 2010, a unidade astronômica não foi estimado pelas efemérides planetárias.

Exemplos

A tabela a seguir contém algumas distâncias dadas em unidades astronômicas. Ele inclui alguns exemplos com distâncias que normalmente não são dadas em unidades astronômicas, porque eles são ou muito curto ou muito longo. Distâncias normalmente mudam com o tempo. Exemplos são listados por aumento da distância.

Objeto Comprimento ou distância (UA) Alcance Comentário e ponto de referência refs
Segundo-luz 0,002  - luz distância percorrida no primeiro segundo -
distância lunar 0,0026 - distância média da Terra (que as missões Apollo levou cerca de 3 dias para viajar) -
raio solar 0,005  - raio do Sol ( 695 500  km , 432 450  mi , cem vezes o raio da Terra ou dez vezes o raio médio de Júpiter) -
Minuto-luz 0,12   - luz distância percorrida em um minuto -
Mercúrio 0,39   - distância média do Sol -
Vênus 0,72   - distância média do Sol -
Terra 1,00   - distância média de órbita da Terra do Sol ( luz solar viaja para 8 minutos e 19 segundos antes de atingir terra) -
marte 1,52   - distância média do Sol -
Luz horas 7,2    - luz distância percorrida em uma hora -
Kuiper 30      - borda interna começa em cerca de 30 UA
Light-dia 173      - luz distância percorrida em um dia -
Ano luz 63 241      - luz de distância percorre em um ano Juliano (365.25 dias) -
nuvem de Oort 75 000      ± 25 000 distância do limite exterior de Oort nuvem a partir do Sol (estimada, corresponde a 1,2 anos-luz) -
parsec 206 265      - um parsec (O parsec é definida em termos da unidade de astronomia, é utilizada para medir distâncias para além do âmbito do sistema solar e é de cerca de 3,26 anos-luz).
Proxima Centauri 268 000      ± 126 distância até a estrela mais próxima do sistema solar -
Centro galáctico 1 700 000 000      - distância do Sol ao centro da Via Láctea -
Nota: Os números nesta tabela são geralmente arredondado, estimativas, muitas vezes estimativas aproximadas, e pode ser consideravelmente diferente de outras fontes. Tabela também inclui outras unidades de comprimento para comparação.

Veja também

Referências

Outras leituras

links externos