الوحدة الفلكية

الوحدة الفلكية (رمزها: au ^{[ 1 ] [ 2 ] [ 3 ] [ 4 ]} أو AU ) هي وحدة طول تُعرَّف على النحو التالي:149 597 870 700  م . ^{[ 5 ]} تاريخيًا، تم تصور الوحدة الفلكية على أنها متوسط ​​المسافة بين الأرض والشمس (متوسط ​​نقطة الأوج ونقطة الحضيض للأرض )، قبل إعادة تعريفها الحديثة في عام 2012.

تُستخدم الوحدة الفلكية بشكل أساسي لقياس المسافات داخل النظام الشمسي أو حول النجوم الأخرى. وهي أيضًا عنصر أساسي في تعريف وحدة أخرى للطول الفلكي، وهي الفرسخ الفلكي . ^{[ 6 ]} الوحدة الفلكية الواحدة تعادل تقريبًا 499 ثانية ضوئية .

استُخدمت رموز واختصارات متنوعة للوحدة الفلكية. ففي قرار صدر عام ١٩٧٦، استخدم الاتحاد الفلكي الدولي  الرمز A للدلالة على طول يساوي الوحدة الفلكية. ^{[ ٧ ]} وفي الأدبيات الفلكية، يشيع استخدام الرمز AU. وفي عام ٢٠٠٦، أوصى المكتب الدولي للأوزان والمقاييس باستخدام الرمز ua للوحدة، وهو مشتق من العبارة الفرنسية "unité astronomique". ^{[ ٨ ]}  وفي الملحق C غير الإلزامي للمعيار ISO 80000-3 :2006 (الذي سُحب لاحقًا)، كان رمز الوحدة الفلكية أيضًا هو ua.

في عام ٢٠١٢، أوصى الاتحاد الفلكي الدولي، مشيرًا إلى "استخدام رموز مختلفة حاليًا للوحدة الفلكية"، باستخدام الرمز "au". ^{[ ١ ]} وقد اعتمدت المجلات العلمية الصادرة عن الجمعية الفلكية الأمريكية والجمعية الفلكية الملكية هذا الرمز لاحقًا. ^{[ ٣ ] [ ٩ ]} وفي مراجعة عام ٢٠١٤ وإصدار عام ٢٠١٩ من كتيب النظام الدولي للوحدات، استخدم المكتب الدولي للأوزان والمقاييس رمز الوحدة "au". ^{[ ١٠ ] [ ١١ ]} أما معيار ISO  ٨٠٠٠٠-٣:٢٠١٩، الذي يحل محل معيار ISO  ٨٠٠٠٠-٣:٢٠٠٦، فلا يذكر الوحدة الفلكية. ^{[ ١٢ ] [ ١٣ ]}

مدار الأرض حول الشمس بيضاوي الشكل . يُعرَّف نصف المحور الأكبر لهذا المدار البيضاوي بأنه نصف القطعة المستقيمة الواصلة بين نقطتي الحضيض والأوج . يقع مركز الشمس على هذه القطعة المستقيمة، ولكن ليس في منتصفها. ولأن الأشكال البيضاوية معروفة جيدًا، فإن قياس نقاط أقصى حدودها يُحدد شكلها بدقة رياضيًا، ويُمكّن من إجراء حسابات للمدار بأكمله، بالإضافة إلى التنبؤات القائمة على الرصد. علاوة على ذلك، فقد رسم هذا القياس بدقة أكبر مسافة مستقيمة تقطعها الأرض خلال عام، مُحددًا أوقاتًا وأماكن لرصد أكبر اختلاف في المنظر (الانزياحات الظاهرية للموقع) في النجوم القريبة. معرفة انزياح الأرض وانزياح النجم مكّن من حساب بُعد النجم. لكن جميع القياسات عُرضة لدرجة من الخطأ أو عدم اليقين، وعدم اليقين في طول الوحدة الفلكية زاد من عدم اليقين في المسافات النجمية. لطالما شكلت التحسينات في الدقة مفتاحاً أساسياً لتحسين الفهم الفلكي. فعلى مدار القرن العشرين، أصبحت القياسات أكثر دقة وتطوراً، وأكثر اعتماداً على الملاحظة الدقيقة للتأثيرات التي وصفتها نظرية النسبية لأينشتاين وعلى الأدوات الرياضية التي استخدمتها.

تم تحسين القياسات باستمرار من خلال التحقق المتبادل والمراجعة الدقيقة، وذلك بفضل فهم أعمق لقوانين الميكانيكا السماوية التي تحكم حركة الأجرام في الفضاء. تُحسب المواقع والمسافات المتوقعة للأجرام في وقت محدد (بالوحدات الفلكية) انطلاقًا من هذه القوانين، وتُجمع في مجموعة بيانات تُسمى التقويم الفلكي . يوفر نظام هورايزونز التابع لمختبر الدفع النفاث التابع لناسا إحدى خدمات حساب التقويم الفلكي العديدة. ^{[ 14 ]}

في عام 1976، ولتحديد مقياس أكثر دقة للوحدة الفلكية، اعتمد الاتحاد الفلكي الدولي رسميًا تعريفًا جديدًا . ورغم أن التعريف استند مباشرةً إلى أفضل القياسات الرصدية المتاحة آنذاك، فقد أُعيدت صياغته باستخدام أفضل الاشتقاقات الرياضية المتاحة آنذاك من علم الميكانيكا السماوية والجداول الفلكية للكواكب. ونص التعريف على أن "الوحدة الفلكية للطول هي ذلك الطول ( A ) الذي يأخذ عنده ثابت الجاذبية الغاوسي ( k ) القيمة λ = 00.017 202 098 95 عندما تكون وحدات القياس هي الوحدات الفلكية للطول والكتلة والزمن. ^{[ 7 ] [ 15 ] [ 16 ]} وبصورة مكافئة، وفقًا لهذا التعريف، فإن الوحدة الفلكية الواحدة هي "نصف قطر مدار نيوتني دائري غير مضطرب حول الشمس لجسيم ذي كتلة متناهية الصغر، يتحرك بتردد زاوي قدره0.01720209895 راديان في اليوم  ؛ ^[ 17 ^] أو بدلاً من ذلك ، ذلك الطول الذي ^يكون عنده ثابت الجاذبية الشمسية المركزية (حاصل ضرب G M _☉ ) مساوياً لـ (0.017 202 098 95 ) ²  au ³ /d ² ، عندما يتم استخدام الطول لوصف مواقع الأجسام في النظام الشمسي.

أتاحت الاستكشافات اللاحقة للنظام الشمسي بواسطة المجسات الفضائية الحصول على قياسات دقيقة للمواقع النسبية للكواكب الداخلية والأجرام الأخرى باستخدام الرادار والقياس عن بُعد . وكما هو الحال مع جميع قياسات الرادار، تعتمد هذه القياسات على قياس الزمن الذي تستغرقه الفوتونات للانعكاس عن جسم ما. ولأن جميع الفوتونات تتحرك بسرعة الضوء في الفراغ، وهو ثابت أساسي في الكون، تُحسب المسافة بين الجسم والمجس كحاصل ضرب سرعة الضوء في الزمن المقاس. ومع ذلك، تتطلب الحسابات، من أجل الدقة، تعديلًا لعوامل مثل حركة المجس والجسم أثناء مرور الفوتونات. بالإضافة إلى ذلك، يجب تحويل قياس الزمن نفسه إلى مقياس معياري يأخذ في الحسبان تمدد الزمن النسبي . وتؤدي مقارنة مواقع التقويم الفلكي مع قياسات الزمن المُعبر عنها بالزمن الديناميكي المركزي (TDB) إلى قيمة لسرعة الضوء بالوحدات الفلكية في اليوم (من 86400 ثانية  ) . في عام 2009، أعلن الاتحاد الفلكي الدولي أن "زمن الضوء لوحدة المسافة" هو173.144 632 6847 (69)  الاتحاد الأفريقي/اليوم (TDB). ^{[ 18 ]}

في عام 1983، عدّل المكتب الدولي للأوزان والمقاييس النظام الدولي للوحدات (SI) ليُعرّف المتر بأنه المسافة التي يقطعها الضوء في الفراغ بوحدة 1  / 299,792,458 ثانية . حلّ هذا التعريف محل التعريف السابق، الذي كان ساريًا بين عامي 1960 و1983، والذي كان ينص  على أن المتر يساوي عددًا معينًا من أطوال موجات خط انبعاث معين من الكريبتون-86. (كان سبب التغيير هو تحسين طريقة قياس سرعة الضوء). وبذلك، أصبح بالإمكان التعبير عن سرعة الضوء بدقة على النحو التالي : c₀ ₌299,792,458 م/ث  ، وهو معيار معتمد أيضًا من قبل المعايير العددية لـ IERS . ^[ 19 ^] من هذا التعريف ومعيار الاتحاد الفلكي الدولي لعام 2009، وُجد أن زمن عبور الضوء لوحدة فلكية ^هو τ _A =499.0047838061 ± 0.00000001 ثانية ،  أي ما يزيد قليلاً عن 8  دقائق و19 ثانية  . وباستخدام عملية الضرب، كان أفضل تقدير للاتحاد الفلكي الدولي لعام 2009 هو A  = c ₀ τ _A  =149597870700 ± 3 م  ، [ 20 ^] بناءً على مقارنة بين جداول بيانات مختبر الدفع النفاث ^{و IAA} - ^RAS . ^[ 21 ^{] [ 22 ] [ 23 ]}

في عام 2006، أعلن المكتب الدولي للأوزان والمقاييس عن قيمة الوحدة الفلكية على النحو التالي:1.49597870691 (6) × 10¹¹ متر .  [ ^{8 ] في} مراجعة عام 2014 لكتيب النظام الدولي للوحدات، أقر المكتب الدولي للأوزان والمقاييس ( BIPM  ) إعادة تعريف الاتحاد الفلكي الدولي (IAU) للوحدة الفلكية في عام 2012 على النحو التالي ^:149597870700 م .  ^{[ 10 ]}​​​

كان هذا التقدير لا يزال مستمدًا من الملاحظات والقياسات المعرضة للخطأ، ويعتمد على تقنيات لم تكن قد وحدت جميع التأثيرات النسبية بعد، وبالتالي لم تكن ثابتة لجميع المراقبين. في عام 2012، وبعد أن وجد الاتحاد الفلكي الدولي أن معادلة النسبية وحدها ستجعل التعريف معقدًا للغاية، استخدم ببساطة تقدير عام 2009 لإعادة تعريف الوحدة الفلكية كوحدة طول تقليدية مرتبطة مباشرة بالمتر (بالضبط).149597870700 متر  ⁾ . ^[ 20 ] ^{[ 24 ]} يُقر التعريف الجديد ، كنتيجة لذلك، بأن الوحدة الفلكية قد تراجعت أهميتها، واقتصر استخدامها على تسهيل بعض التطبيقات ^{. [ 20 ]}

وحدة فلكية واحدة	=149597870700 متر ( بحسب التعريف )
	= 149,597,870.700 كيلومتر (بالضبط)
	≈ 92,955,807.2730 ميل
	≈ 499.004 783 836 ثانية ضوئية
	≈ 1.581 250 740 98 × 10 −5 سنة ضوئية
	≈ 4.848 136 811 13 × 10 −6 فرسخ فلكي

وفقًا للتعريفات المستخدمة قبل عام ٢٠١٢، كانت الوحدة الفلكية تعتمد على ثابت الجاذبية الشمسية المركزية ، أي حاصل ضرب _ثابت الجاذبية ( G ) وكتلة الشمس ( M☉ ₎ . لا يمكن قياس كل من G و M☉ بدقة عالية بشكل منفصل، ولكن قيمة حاصل ضربهما معروفة بدقة عالية من خلال رصد المواقع النسبية للكواكب ( قانون كبلر الثالث مُعبَّرًا عنه بدلالة الجاذبية النيوتونية). يُستخدم حاصل الضرب فقط لحساب مواقع الكواكب في التقويم الفلكي، لذا تُحسب هذه التقاويم بالوحدات الفلكية وليس بوحدات النظام الدولي للوحدات (SI).

يتطلب حساب جداول الأجرام السماوية مراعاة تأثيرات النسبية العامة . على وجه الخصوص، لا تكون الفترات الزمنية المقاسة على سطح الأرض ( التوقيت الأرضي ) ثابتة عند مقارنتها بحركة الكواكب: إذ تبدو الثانية الأرضية أطول قرب يناير وأقصر قرب يوليو مقارنةً بـ"الثانية الكوكبية" (المقاسة عادةً بالتوقيت الأرضي). ويعود ذلك إلى أن المسافة بين الأرض والشمس ليست ثابتة (فهي تتغير بين0.983 289 8912 و1.0167103335 وحدة فلكية )  ، وعندما تكون الأرض أقرب إلى الشمس ( نقطة الحضيض )، يكون مجال جاذبية الشمس أقوى وتتحرك الأرض بسرعة أكبر على طول مسارها المداري. وبما أن المتر يُعرَّف بدلالة الثانية ، وسرعة الضوء ثابتة لجميع المراقبين، فإن المتر الأرضي يبدو أنه يتغير في الطول مقارنةً بـ"المتر الكوكبي" بشكل دوري.

يُعرَّف المتر بأنه وحدة طول ذاتي . في الواقع، تشير اللجنة الدولية للأوزان والمقاييس (CIPM) إلى أن "تعريفه ينطبق فقط ضمن نطاق مكاني صغير بما يكفي بحيث يمكن تجاهل تأثيرات عدم انتظام مجال الجاذبية". ^{[ 25 ]} على هذا النحو، فإن قياس مسافة داخل النظام الشمسي دون تحديد إطار مرجعي للقياس يُعد إشكاليًا. كان تعريف الوحدة الفلكية لعام 1976 غير مكتمل لأنه لم يحدد الإطار المرجعي الذي يُطبق فيه القياس، ولكنه أثبت جدواه في حساب الجداول الفلكية: تم اقتراح تعريف أكثر شمولًا يتوافق مع النسبية العامة، ^{[ 26 ]} وتبع ذلك "نقاش حاد" ^{[ 27 ]} حتى أغسطس 2012 عندما اعتمد الاتحاد الفلكي الدولي التعريف الحالي لوحدة فلكية واحدة =149597870700 متر .​​​

تُستخدم الوحدة الفلكية عادةً لقياس المسافات على مستوى النظام النجمي ، مثل حجم قرص نجمي أولي أو المسافة الشمسية المركزية (المسافة من مركز الشمس) لكويكب، بينما تُستخدم وحدات أخرى لقياس مسافات أخرى في علم الفلك . الوحدة الفلكية صغيرة جدًا بحيث لا تُناسب قياس المسافات بين النجوم، حيث تُستخدم الفرسخ الفلكي والسنة الضوئية على نطاق واسع. يُعرَّف الفرسخ الفلكي ( ثانية قوسية من اختلاف المنظر ) بدلالة الوحدة الفلكية، وهو المسافة إلى جسم ذي اختلاف منظر مقداره 100 ميكرومتر.1 بوصة . تُستخدم السنة الضوئية غالبًا في الأعمال الشائعة، لكنها ليست وحدة معتمدة خارج النظام الدولي للوحدات، ونادرًا ما يستخدمها علماء الفلك المحترفون. ^{[ 28 ]}

عند محاكاة نموذج عددي للنظام الشمسي ، توفر الوحدة الفلكية مقياسًا مناسبًا يقلل من أخطاء ( الفيضان ، والتدفق السفلي ، والاقتطاع ) في حسابات الفاصلة العائمة .

العديد من القياسات المبكرة للمسافة بين الأرض والشمس غير دقيقة بشكل كبير، ويعود ذلك أساسًا إلى اعتماد هذه القياسات على نسبة قطر الأرض إلى المسافة بين الأرض والشمس. وبما أن هذه النسبة تساوي 1/12000، فإن أي خطأ بسيط في حجم الأرض يؤدي إلى أخطاء كبيرة في تقدير المسافة بين الأرض والشمس. ^{[ 29 ]}

حوالي عام 280 قبل الميلاد، قام أريستارخوس بقياس زاوية القمر-الأرض-الشمس بدقة عندما يكون القمر في طور التربيع الأول ، واستخدم هذه القياسات لتقدير المسافة إلى الشمس. يُعدّ التوقيت الدقيق وقياس الزاوية أمرًا بالغ الأهمية. ^{[ 29 ]} وقدّر الزاوية بـ87 درجة (القيمة الحقيقية قريبة من89.853° ) وذكر في كتاب "حول أحجام ومسافات الشمس والقمر" أن المسافة إلى الشمس تتراوح بين 18 و20 ضعف المسافة إلى القمر ، بينما النسبة الحقيقية هي حوالي389.174 . بناءً على المسافة التي استخدمها أريستارخوس لحساب المسافة إلى القمر، فإن المسافة التي حسبها إلى الشمس ستقع بين380 و1520 نصف قطر الأرض. ^{[ 30 ]}

قدّم هيبارخوس تقديرًا لمسافة الأرض عن الشمس، نقله بابوس بأنها تساوي 490 ضعف نصف قطر الأرض. ووفقًا لإعادة البناء التخمينية لنويل سويردلو وجي جي تومر ، فقد استُنتج هذا من افتراضه لأقل قدر من التزيح الشمسي الملحوظ.7 ′ . ^{[ 31 ]}

تُظهر رسالة رياضية صينية، هي كتاب "تشوبي سوانجينغ" ( حوالي القرن الأول قبل الميلاد )، كيفية حساب المسافة إلى الشمس هندسيًا، باستخدام الأطوال المختلفة لظلال وقت الظهيرة التي لوحظت في ثلاثة أماكن.يفصل بينهما مسافة 1000 لي ، مع افتراض أن الأرض مسطحة. ^{[ 32 ]}

في القرن الثاني الميلادي، قدّر بطليموس متوسط ​​المسافة بين الشمس وكوكب الأرض بـ1210 ضعف نصف قطر الأرض . ^{[ 34 ] [ 35 ]} لتحديد هذه القيمة، بدأ بطليموس بقياس اختلاف المنظر للقمر، فوجد ما يعادل اختلاف منظر قمري أفقي قدره 1°  26′، وهو أكبر بكثير من القيمة الحقيقية. ثم استنتج أن أقصى مسافة للقمر تبلغ 64 + 1/6 من نصف قطر الأرض . وبسبب إلغاء الأخطاء في حساب اختلاف المنظر، ونظريته حول مدار القمر، وعوامل أخرى، كانت هذه القيمة صحيحة تقريبًا. ^{[ 36 ] [ 37 ]} ثم قاس الأحجام الظاهرية للشمس والقمر، واستنتج أن القطر الظاهري للشمس يساوي القطر الظاهري للقمر عند أقصى مسافة له، ومن سجلات خسوف القمر، قدّر هذا القطر الظاهري، بالإضافة إلى القطر الظاهري لمخروط ظل الأرض الذي يعبره القمر أثناء خسوف القمر. بناءً على هذه البيانات، يمكن حساب المسافة بين الشمس والأرض باستخدام حساب المثلثات لتكونيبلغ نصف قطر الأرض 1210. وهذا يعطي نسبة المسافة بين الشمس والقمر حوالي 19، وهو ما يتوافق مع رقم أريستارخوس. على الرغم من أن طريقة بطليموس قابلة للتطبيق نظريًا، إلا أنها حساسة للغاية للتغيرات الطفيفة في البيانات، لدرجة أن تغيير القياس بنسبة قليلة في المائة قد يجعل المسافة بين الشمس والقمر لانهائية. ^{[ 36 ]}

بعد انتقال علم الفلك اليوناني إلى العالم الإسلامي في العصور الوسطى، أدخل الفلكيون بعض التعديلات على نموذج بطليموس الكوني، لكنهم لم يغيروا تقديره للمسافة بين الأرض والشمس بشكل كبير. فعلى سبيل المثال، ذكر الفرغاني في مقدمته لعلم الفلك البطلمي متوسط ​​المسافة الشمسية بـ1170 نصف قطر الأرض، بينما استخدم البتاني في زيجه متوسط ​​مسافة شمسية قدرها1108 نصف قطر الأرض. استخدم علماء فلك لاحقون، مثل البيروني ، قيمًا مماثلة. ^{[ 38 ]} وفي وقت لاحق في أوروبا، استخدم كوبرنيكوس وتيكو براهي أيضًا أرقامًا مماثلة (1142 و(1150 ضعف نصف قطر الأرض)، وهكذا ظلت المسافة التقريبية بين الأرض والشمس التي وضعها بطليموس قائمة حتى القرن السادس عشر. ^{[ 39 ]}

بحلول القرن السابع عشر، بدأت مشاكل تقنيات القياس تتضح. ^{[ 29 ] : 19} كان يوهانس كيبلر أول من أدرك أن تقدير بطليموس منخفضٌ للغاية (بحسب كيبلر، على الأقل بمقدار ثلاثة أضعاف) في جداوله الرودولفية (1627). سمحت قوانين كيبلر لحركة الكواكب لعلماء الفلك بحساب المسافات النسبية للكواكب عن الشمس، وأعادت إحياء الاهتمام بقياس القيمة المطلقة للأرض (والتي يمكن تطبيقها بعد ذلك على الكواكب الأخرى). سمح اختراع التلسكوب بإجراء قياسات للزوايا أكثر دقة بكثير مما هو ممكن بالعين المجردة. أعاد عالم الفلك الفلمنكي غودفروي ويندلين قياسات أريستارخوس في عام 1635، ووجد أن قيمة بطليموس كانت أقل من اللازم بمقدار أحد عشر ضعفًا على الأقل.

يمكن الحصول على تقدير أكثر دقة إلى حد ما من خلال رصد عبور كوكب الزهرة . ^{[ 40 ]} بقياس العبور في موقعين مختلفين، يمكن حساب اختلاف المنظر لكوكب الزهرة بدقة، ومن المسافة النسبية بين الأرض والزهرة والشمس، يمكن حساب اختلاف المنظر الشمسي α (الذي لا يمكن قياسه مباشرة بسبب سطوع الشمس ^{[ 41 ]} ). حاول جيريميا هوروكس وضع تقدير بناءً على رصده لعبور عام 1639 (نُشر عام 1662)، مُعطيًا اختلاف منظر شمسي قدره15 بوصة ، على غرار شكل ويندلين. يرتبط اختلاف المنظر الشمسي بمسافة الأرض عن الشمس كما تُقاس بنصف قطر الأرض بواسطة

${\displaystyle A=\cot \alpha \approx 1\,{\textrm {radian}}/\alpha .}$

كلما قلّ التزيح الشمسي، زادت المسافة بين الشمس والأرض: التزيح الشمسي هو15 بوصة تعادل مسافة بين الأرض والشمس تبلغ13750 نصف قطر الأرض.

اعتقد كريستيان هويغنز أن المسافة كانت أكبر من ذلك: فمن خلال مقارنة الأحجام الظاهرية لكوكب الزهرة والمريخ ، قدّر قيمة تبلغ حوالي24000 ضعف نصف قطر الأرض، ^{[ 33 ]} وهو ما يعادل اختلاف المنظر الشمسي البالغ8.6 بوصة . على الرغم من أن تقدير هيغنز قريب بشكل ملحوظ من القيم الحديثة، إلا أنه غالبًا ما يتم تجاهله من قبل مؤرخي علم الفلك بسبب العديد من الافتراضات غير المثبتة (والخاطئة) التي كان عليه أن يضعها لكي تنجح طريقته؛ ويبدو أن دقة قيمته تعتمد على الحظ أكثر من القياس الجيد، حيث تلغي أخطاؤه المختلفة بعضها البعض.

قام جان ريشر وجيوفاني دومينيكو كاسيني بقياس اختلاف المنظر للمريخ بين باريس وكايين في غيانا الفرنسية عندما كان المريخ في أقرب نقطة له من الأرض عام 1672. وقد توصلا إلى رقم لاختلاف المنظر الشمسي لـ9.5 بوصة ، أي ما يعادل مسافة بين الأرض والشمس تبلغ حوالي22000 ضعف نصف قطر الأرض. وكانوا أيضًا أول علماء فلك تمكنوا من الوصول إلى قيمة دقيقة وموثوقة لنصف قطر الأرض، والذي قاسه زميلهم جان بيكار في عام 1669 .3,269,000 تويز . شهد العام نفسه تقديرًا آخر للوحدة الفلكية من قِبل جون فلامستيد ، الذي أنجزه بمفرده عن طريق قياس اختلاف المنظر اليومي للمريخ . ^{[ 42 ]} اكتشف زميل آخر، أولي رومر، السرعة المحدودة للضوء في عام 1676: كانت السرعة كبيرة جدًا لدرجة أنها كانت تُذكر عادةً على أنها الوقت اللازم للضوء للانتقال من الشمس إلى الأرض، أو "زمن الضوء لكل وحدة مسافة"، وهو اصطلاح لا يزال يتبعه علماء الفلك حتى اليوم.

ابتكر جيمس غريغوري طريقةً أفضل لرصد عبور كوكب الزهرة ، ونُشرت في كتابه "أوبتيكا بروماتا " (1663). وقد دافع عنها إدموند هالي بشدة ^{[ 43 ]} ، وطُبقت على عبور الزهرة الذي رُصد في عامي 1761 و1769، ثم مرة أخرى في عامي 1874 و1882. يحدث عبور الزهرة في أزواج، ولكن أقل من زوج واحد كل قرن، وكان رصد عبورها في عامي 1761 و1769 عملية علمية دولية غير مسبوقة، شملت رصدًا من جيمس كوك وتشارلز غرين من تاهيتي. وعلى الرغم من حرب السنوات السبع ، أُرسل عشرات الفلكيين إلى نقاط رصد حول العالم بتكلفة باهظة ومخاطر شخصية جسيمة: توفي العديد منهم في سبيل ذلك. ^{[ 44 ]} جمع جيروم لالاند النتائج المختلفة ليعطي رقمًا لاختلاف المنظر الشمسي.8.6 بوصة . كان كارل رودولف بوالكي قد قدّر ذلك بـ8.83 بوصة في عام 1864. ^{[ 45 ]}

تضمنت طريقة أخرى تحديد ثابت الانحراف . وقد أولى سيمون نيوكومب أهمية كبيرة لهذه الطريقة عند اشتقاق قيمته المقبولة على نطاق واسع لـ8.80 بوصة لتباين المنظر الشمسي (قريب من القيمة الحديثة لـ8.794 143 ″ )، على الرغم من أن نيوكومب استخدم أيضًا بيانات من عبور كوكب الزهرة. كما تعاون نيوكومب مع أ. أ. ميكلسون لقياس سرعة الضوء باستخدام معدات أرضية؛ وبالاقتران مع ثابت الانحراف (المرتبط بزمن الضوء لكل وحدة مسافة)، أعطى هذا أول قياس مباشر للمسافة بين الأرض والشمس بالأمتار. أُدرجت قيمة نيوكومب للتزيح الشمسي (وكذلك لثابت الانحراف وثابت الجاذبية الغاوسي) في أول نظام دولي للثوابت الفلكية عام 1896، ^{[ 46 ]} والذي ظل ساريًا لحساب جداول الإبيميريد حتى عام 1964. ^{[ 47 ]} استُخدم مصطلح "الوحدة الفلكية" لأول مرة عام 1848. ^{[ 48 ]}

أتاح اكتشاف الكويكب القريب من الأرض 433 إيروس ومروره بالقرب منها في الفترة 1900-1901 تحسينًا كبيرًا في قياس اختلاف المنظر. ^{[ 49 ]} كما نُفذ مشروع دولي آخر لقياس اختلاف منظر 433 إيروس في الفترة 1930-1931. ^{[ 41 ] [ 50 ]}

أصبحت قياسات الرادار المباشرة للمسافات إلى كوكب الزهرة والمريخ متاحة في أوائل الستينيات. إلى جانب القياسات المحسّنة لسرعة الضوء، أظهرت هذه القياسات أن قيم نيوكومب للاختلاف الشمسي وثابت الانحراف كانت غير متسقة مع بعضها البعض. ^{[ 51 ]}

يمكن التعبير عن وحدة المسافة A (قيمة الوحدة الفلكية بالأمتار) بدلالة ثوابت فلكية أخرى:

${\displaystyle A^{3}={\frac {GM_{\odot }D^{2}}{k^{2}}},}$

حيث G هو ثابت نيوتن للجاذبية ، _و M☉ هي كتلة الشمس، وk هي القيمة العددية لثابت غاوس للجاذبية، و D هي الفترة الزمنية ليوم واحد. ^{[ 1 ]} تفقد الشمس كتلتها باستمرار عن طريق إشعاع الطاقة، ^{[ 52 ]} لذا تتوسع مدارات الكواكب باستمرار نحو الخارج مبتعدةً عن الشمس. وقد أدى ذلك إلى دعوات للتخلي عن الوحدة الفلكية كوحدة قياس. ^{[ 53 ]}

بما أن سرعة الضوء لها قيمة محددة بدقة في النظام الدولي للوحدات، وثابت الجاذبية الغاوسي _k ثابت في النظام الفلكي للوحدات ، فإن قياس زمن الضوء لكل وحدة مسافة يُعادل تمامًا قياس حاصل ضرب G × M☉ في النظام الدولي للوحدات. ومن ثم، يُمكن إنشاء جداول فلكية بالكامل باستخدام النظام الدولي للوحدات، وهو ما أصبح معيارًا متزايدًا.

أشارت دراسة أجريت عام 2004 على القياسات الإشعاعية في النظام الشمسي الداخلي إلى أن الزيادة التدريجية في وحدة المسافة كانت أكبر بكثير مما يمكن تفسيره بالإشعاع الشمسي، +15 ± 4 أمتار في القرن. ^{[ 54 ] [ 55 ]}

لم يؤكد باحثون آخرون قياسات التغيرات العلمانية للوحدة الفلكية، وهي مثيرة للجدل إلى حد كبير. علاوة على ذلك، لم يتم تقدير الوحدة الفلكية باستخدام جداول الكواكب منذ عام 2010. ^{[ 56 ]}

يحتوي الجدول التالي على بعض المسافات مُقاسةً بالوحدات الفلكية. ويتضمن أمثلةً لمسافات لا تُقاس عادةً بالوحدات الفلكية، إما لقصرها الشديد أو لطولها الفاحش. وتتغير المسافات عادةً بمرور الوقت. وقد رُتبت الأمثلة تصاعديًا حسب المسافة.

• رتب المقدار (الطول)

• ويليامز، د.؛ ديفيز، ر.د. (1968). "طريقة راديوية لتحديد الوحدة الفلكية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 140 (4): 537. رمز Bibcode : 1968MNRAS.140..537W . doi : 10.1093/mnras/140.4.537 .

• الاتحاد الفلكي الدولي والوحدات الفلكية ، مؤرشف بتاريخ 10 مارس 2025
• توصيات بشأن الوحدات (نسخة HTML من دليل أسلوب الاتحاد الفلكي الدولي)، مؤرشفة بتاريخ 16 فبراير 2007
• مطاردة الزهرة، ومراقبة عبور الزهرة
• عبور كوكب الزهرة