A unidade (símbolo: au, , AU) é uma unidade de comprimento, aproximadamente a distância da Terra ao Sol e igual a cerca de 150 milhões de quilômetros ou ~8 minutos-luz. A distância real varia em cerca de 3% conforme a Terra orbita o Sol, de um máximo (afélio) a um mínimo (periélio) e vice-versa uma vez a cada ano. A unidade astronômica foi originalmente concebida como a média do afélio e periélio da Terra; no entanto, desde 2012, foi definido exatamente como m (veja abaixo várias conversões).
A unidade astronômica é usada principalmente para medir distâncias dentro do Sistema Solar ou em torno de outras estrelas. É também um componente fundamental na definição de outra unidade de comprimento astronômico, o parsec.
História de uso do símbolo Uma variedade de símbolos e abreviações de unidades têm sido usados para a unidade astronômica. Em uma resolução de 1976, a União Astronômica Internacional (UAI) usou o símbolo A para denotar um comprimento igual à unidade astronômica. Na literatura astronômica, o símbolo AU era (e continua sendo) comum. Em 2006, o Escritório Internacional de Pesos e Medidas (BIPM) recomendou au como o símbolo da unidade. No anexo C não normativo da ISO 80000-3:2006 (agora retirado), o símbolo da unidade astronômica era "au".
Em 2012, a UAI, observando "que vários símbolos estão atualmente em uso para a unidade astronômica", recomendou o uso do símbolo "au". As revistas científicas publicadas pela American Astronomical Society e a Royal Astronomical Society posteriormente adotaram este símbolo. Na revisão de 2014 e na edição de 2019 da SI Brochure, o BIPM usou o símbolo de unidade "au". A ISO 80000-3:2019, que substitui a ISO 80000-3:2006, não menciona a unidade astronômica.
Desenvolvimento de definição de unidade
A órbita da Terra em torno do Sol é uma elipse. O semieixo maior dessa órbita elíptica é definido como a metade do segmento de linha reta que une o periélio e o afélio. O centro do Sol encontra-se neste segmento de linha reta, mas não em seu ponto médio. Como as elipses são formas bem conhecidas, medir os pontos de seus extremos definia a forma exata matematicamente e tornava possíveis cálculos para toda a órbita, bem como previsões baseadas na observação. Além disso, mapeou exatamente a maior distância em linha reta que a Terra atravessa ao longo de um ano, definindo tempos e locais para observar a maior paralaxe (mudanças aparentes de posição) em estrelas próximas. Conhecer o deslocamento da Terra e o deslocamento de uma estrela permitiu que a distância da estrela fosse calculada. Mas todas as medições estão sujeitas a algum grau de erro ou incerteza, e as incertezas no comprimento da unidade astronômica apenas aumentaram as incertezas nas distâncias estelares. Melhorias na precisão sempre foram a chave para melhorar a compreensão astronômica. Ao longo do século XX, as medições tornaram-se cada vez mais precisas e sofisticadas, e cada vez mais dependentes da observação precisa dos efeitos descritos pela teoria da relatividade de Albert Einstein e das ferramentas matemáticas que ela usava.
As medidas de melhoria eram continuamente verificadas e cruzadas por meio de um melhor entendimento das leis da mecânica celeste, que governam os movimentos dos objetos no espaço. As posições e distâncias esperadas de objetos em um tempo estabelecido são calculadas (em au) a partir dessas leis e reunidas em uma coleção de dados chamada efeméride. O Sistema HORIZONS do Jet Propulsion Laboratory da NASA fornece um dos vários serviços de computação de efemérides.
Em 1976, para estabelecer uma medida ainda mais precisa para a unidade astronômica, a União Astronómica Internacional (UAI) adotou formalmente uma nova definição. Embora diretamente baseada nas melhores medições observacionais disponíveis, a definição foi reformulada em termos das melhores derivações matemáticas da mecânica celeste e efemérides planetárias. Afirmou que "a unidade astronômica de comprimento é aquele comprimento (A) para o qual a constante gravitacional gaussiana () assume o valor quando as unidades de medida são as unidades astronômicas de comprimento, massa e tempo." Equivalentemente, por esta definição, um au é "o raio de uma órbita newtoniana circular imperturbada em torno do sol de uma partícula com massa infinitesimal, movendo-se com uma frequência angular de radianos por dia"; ou alternativamente aquele comprimento para o qual a constante gravitacional heliocêntrica (o produto ) é igual a ()2 au3/d2, quando o comprimento é usado para descrever as posições dos objetos no Sistema Solar.
Explorações posteriores do Sistema Solar por sondas espaciais tornaram possível obter medidas precisas das posições relativas dos planetas internos e de outros objetos por meio de radar e telemetria. Como acontece com todas as medições de radar, elas dependem da medição do tempo que os fótons levam para serem refletidos de um objeto. Como todos os fótons se movem na velocidade da luz no vácuo, uma constante fundamental do universo, a distância de um objeto da sonda é calculada como o produto da velocidade da luz e o tempo medido. No entanto, para precisão, os cálculos requerem ajustes para coisas como os movimentos da sonda e do objeto enquanto os fótons estão transitando. Além disso, a medição do próprio tempo deve ser traduzida para uma escala padrão que contabilize a dilatação relativística do tempo. A comparação das posições das efemérides com medidas de tempo expressas em Barycentric Dynamical Time (TDB) leva a um valor para a velocidade da luz em unidades astronômicas por dia (de ). Em 2009, o UAI atualizou suas medidas padrão para refletir as melhorias e calculou a velocidade da luz em (TDB).
Em 1983, o CIPM modificou o Sistema Internacional de Unidades (SI) para tornar o metro definido como a distância percorrida no vácuo pela luz em 1 / segundo. Isso substituiu a definição anterior, válida entre 1960 e 1983, de que o metro equivalia a um certo número de comprimentos de onda de uma determinada linha de emissão de criptônio-86. (O motivo da mudança foi um método aprimorado de medir a velocidade da luz.) A velocidade da luz poderia então ser expressa exatamente como c0 = , um padrão também adotado pelos padrões numéricos IERS. For complete document see A partir desta definição e do padrão UAI de 2009, o tempo para a luz atravessar uma unidade astronômica é τA = , que é um pouco mais de 8 minutos e 19 segundos. Por multiplicação, a melhor estimativa da UAI de 2009 foi A = c0τA = , com base em uma comparação de efemérides da Jet Propulsion Laboratory e IAA–RAS.
Em 2006, o Escritório Internacional de Pesos e Medidas (BIPM) relatou um valor da unidade astronômica como . Na revisão de 2014 da SI Brochure, o BIPM reconheceu a redefinição da unidade astronômica da UAI em 2012 como .
Essa estimativa ainda era derivada de observações e medições sujeitas a erros e com base em técnicas que ainda não padronizavam todos os efeitos relativísticos e, portanto, não eram constantes para todos os observadores. Em 2012, descobrindo que a equalização da relatividade por si só tornaria a definição excessivamente complexa, a UAI simplesmente usou a estimativa de 2009 para redefinir a unidade astronômica como uma unidade convencional de comprimento diretamente ligada ao metro (exatamente ). A nova definição também reconhece como consequência que a unidade astronômica passa a ter um papel de reduzida importância, limitado em seu uso ao de conveniência em algumas aplicações.
|rowspan=7 valign=top|1 unidade astronômica |= metros (por definição) |- |= quilômetros (exatamente) |- |≈ milhas |- |≈ segundos-luz |- |≈ minutos-luz |- |≈ anos-luz |- |≈ parsecs
Esta definição torna a velocidade da luz, definida como exatamente , igual a exatamente × ÷ ou cerca de au/d, cerca de 60 partes por trilhão menos do que a estimativa de 2009.
Uso e significado Com as definições usadas antes de 2012, a unidade astronômica era dependente da constante gravitacional heliocêntrica, que é o produto da constante gravitacional, , e da massa solar, . Nem nem podem ser medidos com alta precisão separadamente, mas o valor de seu produto é conhecido com muita precisão pela observação das posições relativas dos planetas (Terceira Lei de Kepler expressa em termos de gravitação newtoniana). Apenas o produto é necessário para calcular as posições planetárias de uma efeméride, portanto, as efemérides são calculadas em unidades astronômicas e não em unidades SI.
O cálculo de efemérides também requer uma consideração dos efeitos da relatividade geral. Em particular, os intervalos de tempo medidos na superfície da Terra (Tempo Terrestre, TT) não são constantes quando comparados com os movimentos dos planetas: o segundo terrestre (TT) parece ser mais longo perto de janeiro e mais curto perto de julho quando comparado com o "segundo planetário" (medido convencionalmente em TDB). Isso ocorre porque a distância entre a Terra e o Sol não é fixa (varia entre e ) e, quando a Terra está mais próxima do Sol (periélio), o campo gravitacional do Sol é mais forte e a Terra se move mais rápido ao longo de seu caminho orbital. Como o metro é definido em termos de segundos e a velocidade da luz é constante para todos os observadores, o metro terrestre parece mudar de comprimento em comparação com o "metro planetário" periodicamente.
O metro é definido como uma unidade de comprimento adequado, mas a definição do SI não especifica o tensor métrico a ser usado para determiná-lo. De fato, o Comitê Internacional de Pesos e Medidas (CIPM) observa que "sua definição se aplica apenas dentro de uma extensão espacial suficientemente pequena para que os efeitos da não uniformidade do campo gravitacional possam ser ignorados". Como tal, o medidor é indefinido para fins de medição de distâncias dentro do Sistema Solar. A definição de 1976 da unidade astronômica estava incompleta porque não especificou o quadro de referência no qual o tempo deve ser medido, mas provou ser prático para o cálculo de efemérides: uma definição mais completa que é consistente com a relatividade geral foi proposta, e um "debate vigoroso" seguiu and also p. 91, Summary and recommendations. até agosto de 2012, quando a UAI adotou a definição atual de 1 unidade astronômica = metros.
A unidade astronômica é normalmente usada para distâncias de escala do sistema estelar, como o tamanho de um disco protoestelar ou a distância heliocêntrica de um asteroide, enquanto outras unidades são usadas para outras distâncias em astronomia. A unidade astronômica é muito pequena para ser conveniente para distâncias interestelares, onde o parsec e o ano-luz são amplamente usados. O parsec (paralaxe de arco de segundo) é definido em termos da unidade astronômica, sendo a distância de um objeto com paralaxe de 1″. O ano-luz é frequentemente usado em trabalhos populares, mas não é uma unidade aprovada não SI e raramente é usado por astrônomos profissionais.
Ao simular um modelo numérico do Sistema Solar, a unidade astronômica fornece uma escala apropriada que minimiza (estouro, estouro negativo e truncamento) erros em cálculos de ponto flutuante.
Historia O livro On the Sizes and Distances of the Sun and Moon, que é atribuído a Aristarco de Samos, diz que a distância ao Sol é de 18 a 20 vezes a distância da Lua, enquanto a verdadeira proporção é de cerca de . A última estimativa foi baseada no ângulo entre a meia-Lua e o Sol, que ele estimou em (o valor verdadeiro sendo próximo a ). Dependendo da distância que van Helden presume que Aristarco usou para a distância até a Lua, sua distância calculada até o Sol cairia entre 380 e 1.520 raios da Terra.