천문단위: 두 판 사이의 차이
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천문학에서 가장 중요하지만 곤란한 문제로서 천체까지의 거리를 어떻게 측정하느냐는 문제가 있다. 거리를 측정하기 위한 가장 단순 명쾌한 방법은, 다른 2 지점으로부터 대상을 관측해, 그 방향의 차이(시차)와 2점간의 거리를 이용하는 [[삼각측량법]]이다. 천문학에서도 비교적 가까운 거리에 있는 [[항성]]까지의 거리를 측정하는 방법으로 이 방법을 이용한다. 같은 항성을 지구로부터 6개월의 차를 두고 두번 관측하면, 지구의 위치가 지구 궤도의 크기만큼 바뀌기 때문에 훨씬 먼 곳에 있어 위치가 바뀌지 않는 천체에 대해서 대상의 별의 위치가 움직여 보이며 이를 [[연주시차]]라고 부른다. 이 시차와 천문 단위의 크기로부터, 항성까지의 거리를 계산할 수 있다. 이 관계식은 바로 [[파섹]]의 정의가 된다.
그러나, 연주 시차로부터 거리를 구할 수 있는 것은 비교적 가까이 있는 천체에 한정되기 때문에, 보다 먼 거리를 측정하려면 여러가지 다른 방법을 사용하게 된다. 그 때, 각각의 방법에 따라 측정에 사용할 수 있는 거리 범위가 달라진다. 즉, 연주 시차로 측정할 수 없는 거리는 A 라고 하는 다른 방법으로, A 로 측정할 수 없는 거리는 B 방법으로, B 로 측정할 수 없는 거리는 C 방법으로…라고 하는 식으로, 사다리를 올라가듯이 각각의 방법을 「이어」먼 곳의 거리를 결정하게 된다 ([[우주의 거리 사다리]]).
이 거리 사다리의 첫단계에 해당하는 것이 연주 시차를 이용한 측정이고, 이 거리의 정밀도는 천문 단위 자체의 정밀도에 직접 의존하고 있다. 그러므로 천문 단위의 정밀도는, 우주 전체에 있어서의 다른 모든 거리의 정도를 좌우하는 중요한 요소가 되고 있는 것이다. 지구와 태양의 사이의 거리를 일부러 「천문 단위」라고 하는 특별한 이름으로 부르는 것은 이러한 이유에 의한다.
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