Unidad astronómica
La unidad astronómica (símbolo: au , [1] [2] [3] o AU o AU ) es una unidad de longitud , aproximadamente la distancia de la Tierra al Sol e igual a unos 150 millones de kilómetros (93 millones de millas) o ~ 8 minutos luz. La distancia real de la Tierra al Sol varía en aproximadamente un 3% a medida que la Tierra orbita alrededor del Sol, desde un máximo ( afelio ) a un mínimo ( perihelio ) y viceversa una vez al año. La unidad astronómica se concibió originalmente como el promedio del afelio y el perihelio de la Tierra; sin embargo, desde 2012 se ha definido exactamente como149 597 870 700 m (ver más abajo para varias conversiones). [4]
La unidad astronómica se utiliza principalmente para medir distancias dentro del Sistema Solar o alrededor de otras estrellas. También es un componente fundamental en la definición de otra unidad de longitud astronómica, el parsec . [5]
Se ha utilizado una variedad de símbolos de unidad y abreviaturas para la unidad astronómica. En una resolución de 1976, la Unión Astronómica Internacional (IAU) había utilizado el símbolo A para denotar una longitud igual a la unidad astronómica. [6] En la literatura astronómica, el símbolo AU era (y sigue siendo) común. En 2006, la Oficina Internacional de Pesas y Medidas (BIPM) recomendó ua como símbolo de la unidad. [7] En el anexo C no normativo de la norma ISO 80000-3 : 2006 (ahora retirado), el símbolo de la unidad astronómica era "ua".
En 2012, la IAU, al señalar "que actualmente se utilizan varios símbolos para la unidad astronómica", recomendó el uso del símbolo "au". [1] Las revistas científicas publicadas por la American Astronomical Society y la Royal Astronomical Society adoptaron posteriormente este símbolo. [3] [8] En la revisión de 2014 y la edición de 2019 del Folleto SI, el BIPM usó el símbolo de unidad "au". [9] [10] ISO 80000-3: 2019, que reemplaza a ISO 80000-3: 2006, no menciona la unidad astronómica. [11] [12]
La órbita de la Tierra alrededor del Sol es una elipse . El semieje mayor de esta órbita elíptica se define como la mitad del segmento de línea recta que une el perihelio y el afelio . El centro del Sol se encuentra en este segmento de línea recta, pero no en su punto medio. Debido a que las elipses son formas bien entendidas, la medición de los puntos de sus extremos definió matemáticamente la forma exacta e hizo posibles cálculos para toda la órbita, así como predicciones basadas en la observación. Además, trazó exactamente la mayor distancia en línea recta que atraviesa la Tierra en el transcurso de un año, definiendo tiempos y lugares para observar el paralaje más grande.(aparentes cambios de posición) en estrellas cercanas. Conocer el desplazamiento de la Tierra y el desplazamiento de una estrella permitió calcular la distancia de la estrella. Pero todas las mediciones están sujetas a cierto grado de error o incertidumbre, y las incertidumbres en la longitud de la unidad astronómica solo aumentaron las incertidumbres en las distancias estelares. Las mejoras en la precisión siempre han sido clave para mejorar la comprensión astronómica. A lo largo del siglo XX, las mediciones se hicieron cada vez más precisos y sofisticados, y cada vez más dependiente de la observación precisa de los efectos descritos por Einstein 's teoría de la relatividad y sobre las herramientas matemáticas que utiliza.
La mejora de las mediciones se verificó y verificó continuamente mediante una mejor comprensión de las leyes de la mecánica celeste , que gobiernan los movimientos de los objetos en el espacio. Las posiciones y distancias esperadas de los objetos en un tiempo establecido se calculan (en au) a partir de estas leyes y se ensamblan en una colección de datos llamada efemérides . La NASA 's Jet Propulsion Laboratory Sistema HORIZONTES ofrece uno de los servicios de efemérides de cálculo. [13]
