Преглед на кодот на Астрономска единица

{{Другизначења4|единица мерка за должина|целиот мерен систем|Астрономски мерен систем}}
{{Инфокутија Единица
| bgcolour =
| назив = Астрономска единица
| слика = File:Astronomical unit.png
| опис = Сивата линија е растојанието од Земјата до Сонцето — просечно 1 астрономска единица.
| стандард = астрономски систем<br />(прифатени за употреба со СИ-единици)
| величина = [[должина]]
| симбол = ае, au, ае
| максимбол =
| нареченапо =
| другаставка =
| другподаток =
| единици1 = [[метрички систем|метрички]] ([[СИ-систем|СИ]]) единици
| воединици1 = {{вред|149597870700|u=м}}
| единици2 = [[империјални мерни единици|империјални]] и [[американски мерни единици|американски]]
| воединици2 = {{вред|9.2956|e=7|u=ми}}
| единици3 = астрономски единици
| воединици3 = {{вред|4.8481|e=-6|u=пс}}<br />&nbsp;&nbsp;&nbsp;{{вред|1.5813|e=-5|u=сг}}
| единици4 =
| воединици4 =
| единици5 =
| воединици5 =
}}

'''Астрономската единица''' (кратенки: '''ае''', '''AU''', '''ua''', '''au''' или '''a.u.''') — [[единица мерка|единица]] за [[должина]] еднаква на 149.597.870,7&nbsp;[[километар|километри]]<ref name="Iае">{{наведување|title=Тековни најприближни проценки на МАУ|url=http://maia.usno.navy.mil/NSFA/CBE.html|accessdate = 25 септември 2009}} {{en}}</ref> или средното растојание помеѓу [[Земја]]та и [[Сонце]]то.

==Дефиниција==
Астрономската единица првично се дефинирала како должината на [[голема полуоска|големата полуоска]] на елиптичната [[Земјина орбита]] околу Сонцето. Во 1976 г. Меѓународниот строномски сојуз ја преиспитал оваа дефиниција и утврдил дека може поточно да се дефинира како должината при која [[Гаусова константа|Гаусовата константа]] (''k'') има вредност од {{безпрелом|0,017 202 098 95}}, изразувајќи ги должината, масата и времето во астрономски единици.<ref name="Iае76">Решение бр. 10 од [http://www.iau.org/static/resolutions/Iае1976_French.pdf XVI Генерално собрание на Меѓународниот астрономски сојуз]{{Мртва_врска|date=August 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}, [[Гренобл]], 1976 {{fr}}</ref><ref name="Trümper">{{наведување|title= Astronomy, astrophysics, and cosmology. Том VI/4B ''Solar System''|url=http://books.google.com/?id=wgydrPWl6XkC&pg=RA1-PA4 |page=4 |year=2009 |author=H. Hussmann, F. Sohl, J. Oberst |chapter=§4.2.2.1.3: Astronomical units |editor= Joachim E Trümper |isbn=3540880542 |publisher=Springer}}</ref><ref name= Fairbridge>{{наведување|title=Енциклопедија на планетарните науки |author=Гарет В. Вилијамс |editor=Џејмс Х. Шерли, Родс Витмор Фербриџ |chapter=Астрономска единица |url=http://books.google.com/books?id=dw2GadaPkYcC&pg=PA48 |page=48 |isbn=0412069512 |year=1997 |publisher=Springer}} {{en}}</ref> Друга истоветна дефиниција е полупречникот на мирна кружна Њутнова орбита околу Сонцето на една честичка со бесконечно мала маса што се свижи со [[аголна честота]] од {{безпрелом|0,017 202 098 95}} радијани дневно,<ref name=SIbrochure>{{SIbrochure8th|page=126}}</ref> или онаа должина за која [[стандарден гравитациски параметар|околусончевата гравитациска константа]] (производот од ''GM''<sub>☉</sub>) е еднаква на ({{безпрелом|0,017 202 098 95}})<sup>2</sup> ае<sup>3</sup>/d<sup>2</sup>. Астрономската единица е приближно еднаква на средното растојание од Земјата до Сонцето.

==Современа определба==
[[Податотека:Stellarparallax parsec1 mk.svg|мини|десно|Единицата за астрономски растојанија [[парсек]] ја користи астрономската единица како оансовна линија и агол од една [[лачна секунда]] за [[паралакса]]. 1 ае и 1 пс не се во размер.]]
Релативните положби на [[Сончев Систем|внатрешните планети]] во сончевиот Систем можат да се утврдат со [[радар]] и [[телеметрија]] од [[вселенска сонда|вселенските сонди]]. Радарот го мери времето што ѝ е потребно на светлината да се одбие од некој објект. Измерените положби потоа се споредуваат со оние пресметани по законитостите на [[небесни механизми|небесните механизми]]: пресметаните положби се нарекуваат „[[ефемерида]]“, и обично се изразуваат во астрономски единици. Во споредбата, [[брзина на светлината|брзината на светлината]] изразува во астрономски единици, што изнесува {{безпрелом|173,144 632 6847(69)}}&nbsp;ае/d ([[Тежишно динамично време|TDB]]).<ref>“[http://asa.usno.navy.mil/SecK/2009/Astronomical_Constants_2009.pdf Одбрани астрономски константи - 2009] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20090327014818/http://asa.usno.navy.mil/SecK/2009/Astronomical_Constants_2009.pdf |date=2009-03-27 }}“ во {{наведување|title=Астрономски алманах|url=http://asa.usno.navy.mil/|publisher=USNO–UKHO|accessdate=2011-03-31|archive-date=2016-12-24|archive-url=https://web.archive.org/web/20161224174302/http://asa.usno.navy.mil/static/files/2016/Astronomical_Constants_2016.pdf|url-status=dead}} {{en}}</ref> Бидејќи брзината на светлината изразена во метри во секунда (''c''<sub>SI</sub>) е утврдена по [[SI]], нејзиното изразување во ае/d (''c''<sub>ае</sub>) ја определува вредноста на астрономската единица во метри (''A''):
:<math>A = 86\,400 \frac{c_{\rm SI}}{c_{\rm ae}}.</math>

Во 2009 г. [[Меѓународен астрономски сојуз|Меѓународниот астрономски сојуз]] ја дал најприближната проценка на вредноста на астрономската единица во метри: ''A''&nbsp;= {{безпрелом|149 597 870 700(3)}}&nbsp;м, засновано на споредба на ефемеридите извршено од [[Лабораторија за реактивен погон|Лабораторијата за реактивен погон]] ([[НАСА]]) и [[Руска академија на науките|Руската академија на науките]].<ref name="Iае"/><ref name="Pitjeva09">{{наведување|last1=Pitjeva|first1=E. V.|last2=Standish|first2=E. M.|year=2009|title=Proposals for the masses of the three largest asteroids, the Moon-Earth mass ratio and the Astronomical Unit|url=http://www.springerlink.com/content/21885q7262104u76/|journal=Celest. Mech. Dynam. Astron.|volume=103|issue=4|pages=365–72|doi=10.1007/s10569-009-9203-8|accessdate=2011-03-31|archive-date=2012-12-16|archive-url=https://archive.today/20121216130809/http://www.springerlink.com/content/21885q7262104u76/|url-status=dead}}</ref><ref>{{наведување|url=http://www.astronomy2009.com.br/10.pdf|newspaper=Estrella d'Alva|date=14 август 2009|page=1|title=The Final Session of the General Assembly|accessdate=2011-03-31|archive-date=2011-07-06|archive-url=https://web.archive.org/web/20110706151452/http://www.astronomy2009.com.br/10.pdf|url-status=dead}}</ref>

==Примена==
Астрономската единица по дефиниција зависи од [[стандарден гравитациски параметар|околусончевата гравитациска константа]], т.е. производот од [[гравитациска константа|гравитациската константа]] ''G'' и сончевата маса ''M''<sub>☉</sub>. Ниту ''G'' ниту ''M''<sub>☉</sub> можат прецизно да се измерат во SI-единици, но вредноста на нивниот производ се знае со голема точност преку релативните положби на планетите ([[Кеплерови закони|Трет Кеплеров закон]] изразен во Њутнова гравитација). За пресметка на планетарните положби за ефемерида се бара само производот, што е причината зошто ефемеридите се пресметуваат во астрономски, а не SI-единици.

При работа со ефемеридите треба да се земе предвид и [[општа релативност|општата релативност]]. Временските интервали што се мерат на површината на Земјата ([[земско време]], TT) не се постојани во споредба со движењата на планетите: земската секунда (TT) на северната полутопка изгледа поголга во зима, а пократка на во лето споредена со „планетарната секунда“ (која по обичај се изразува во [[тежишно диманично време]], TDB). Ова се должи на тоа што растојанието од Земјата до Сонцето не е постојано исто (се движи од {{безпрелом|0,983&thinsp;289&thinsp;8912}}&nbsp;ае до {{безпрелом|1,016&thinsp;710&thinsp;3335}}&nbsp;ае), па кога Земјата е поблиску до Сонцето ([[апсида|перихел]]), полето на гравитација на Сонцето е посилно и Земјата се движи побрзо по нејзината [[Земјина орбита|орбитална патека]]. Бидејќи метарот се дефинира според секундата, а брзината на светлината е постојана за сите набљудувачи, земскиот метар изгледа како повремено да си ја менува должината во однос на „планетарниот метар“.

Метарот се смета за единица на сопствена должина, но дефиницијата по SI не укажува со кој [[метрички тензор]] се утврдува. [[Меѓународен комитет за тегови и мерки|Меѓународниот комитет за тегови и мерки]] (CIPM) вели дека „неговата дефиниција зажи само за простор кој е доволно мал, за да можат да се занемарат ефектите на нерамномерноста на полето на гравитација.“<ref>{{SIbrochure8th|pages=166–67}}</ref> Како таков, метарот е недефиниран и непогоден за изразување на растојанија во сончевиот Систем. Дефиницијата на астрономската единица од 1976 е нецелосна бидејќи не наведува [[појдовна точка]] за мерење на времето, но сепак е практична за пресметка на ефемеридите. Предложена е поцелосна дефиниција усогласена со општата релативност.<ref name="Huang">{{наведување|author=Huang, T.-Y.; Han, C.-H.; Yi, Z.-H.; Xu, B.-X.|year=1995|title=What is the astronomical unit of length?|bibcode=1995A&A...298..629H|journal=Astron. Astrophys.|volume=298|pages=629–33}}</ref>

==Историја==
Старогрчкиот мислител [[Аристарх од Самос]] проценил дека оддалеченоста на Сонцето изнесува 18 до 20 пати [[Месечево растојание|растојанието до Месечината]] (вистинскиот сооднос е 389). Неговата проценка се заснова на аголот помеѓу [[Месечева фаза|полумесечината]] и Сонцето, што Аристарх сметал дека изнесува 87°<ref>{{наведување|last=Van Helden|first=Albert|title=Measuring the Universe: Cosmic Dimensions from Aristarchus to Halley|place=Chicago|publisher=University of Chicago Press|year=1985|pages=5–9|isbn=0-226-84882-5}}</ref> (вистинската вредност е приближно 89,85°.)

Во [[II век]], [[Птоломеј]] ја проценил дека средната оддалеченост на Сонцето изнесува 1.210 пати [[Земјин полупречник|Земјиниот полупречник]].<ref>{{наведување|first=Bernard R.|last=Goldstein|title=The Arabic Version of Ptolemy's ''Planetary Hypotheses''|journal=Trans. Am. Phil. Soc.|volume=57|issue=4|year=1967|pages=9–12}}</ref><ref>{{наведување|last=van Helden|first=Albert|title=Measuring the Universe: Cosmic Dimensions from Aristarchus to Halley|place=Chicago|publisher=University of Chicago Press|year=1985|pages=15–27|isbn=0-226-84882-5}}</ref>  Вредноста ја утврдил по следнава постапка: најпрвин ја измерил паралаксата на Месечината, утврдувајќи хоризонтална месечева паралакса од 1° 26′, што е претерано многу. Потоа од ова извел дека максималната оддалеченост на Месечината изнесува 64 1/6 Земјини полупречници. Бидејќи грешките во измерената паралакса, теоријата за Месечеата орбита и другите фактори меѓусебно се поништиле, Птоломеј добил приближно точна бројка.<ref name=vh1619>стр. 16–19, van Helden 1985</ref><ref>стр. 251, ''Ptolemy's Almagest'',
translated and annotated by G. J. Toomer, London: Duckworth, 1984, ISBN 0-7156-1588-2</ref>  Потоа ги измерил привидните големини на Сонцето и Месечината, па заклучил дека привидниот пречник на Сонцето е еднаков на привидниот пречник на Месечината кога е најоддалечена. Од дотогашните записи за затемнувањата на месечината, Птоломеј го проценил овој привиден пречник, како и привидниот пречник на сенчениот конус на Земјата низ кој минува Месечината за време на затемнувањето. Со овие податоци, растојанието од Сонцето до Земјата се пресметува со тригонометрија, и добиваме 1.210 Земјини полупречници. Оттука добиваме дека соодносот на сончевото и месечевото растојание изнесува 19, што одговара на Аристарховото тврдење.  Иако Птоломеевата постапка е теоретски изводлива, во пракса е подложна на големи грешки: ако износот на една големина се измени за неколку проценти, растојанието на Сонцето станува бесконечно.<ref name=vh1619 />

[[Јоханес Кеплер]] бил првиот што сфатил дека Птоломеевата проценка мора да е претерано ниска (според Кеплер, барем за фактор три) и ја објавил оваа констатација во неговите„[[Рудолфови табели]]“ (1627). [[Кеплерови закони|Кеплеровите закони за движењето на планетите]] им овозможиле на астрономите да ги пресметаат релативните растојанија на планетите Сонцето, и го обновиле интересот за утврдување на апсолутната вредност на Земјата (која потоа може да се примени врз останатите планети). Со измислувањето на [[телескоп]]от научниците можеле да ги утврдат аглите далеку попрецизно отколку со голо око. Фламанскиот астроном [[Годефрој Венделин]] во 1635 ги повторил Аристарховите мерења, и заклучил дека Птоломеевата вредност премала, барем за фактор единаесет.

Поточна проценка се добива со набљудување на [[премин на Венера|преминот на Венера]]. Мерејќи го преминот на две разни места, можеме прецизно да ја утврдиме [[паралакса]]та на Венера, а од релативното растојание од Земјата и Венера од Сонцето, да ја утврдиме сончевата паралакса ''α'' (која не може да се измери непосредно<ref name="Weaver">{{наведување|last=Weaver|first=Harold F.|title=The Solar Parallax|bibcode=1943ASPL....4..144W|year=1943|journal=Astron. Soc. Pacific Leaflets|volume=4|pages=144–51}}</ref>). Англискиот астроном [[Џеремаја Хорокс]] се обидел да даде проценка врз основа на преминот што се случил во 1639 г. (објавено во 1662), добивајќи сончева паралакса од 15 [[лачна секунда|лачни секунди]], слична на Венделиновата. Сончевата паралакса е во однос со растојанието од Земјата до Сонцето изразена во [[Земјин полупречник|Земјини полупречници]] вака:
:<math>A = {1\over{\tan\alpha}}.</math>
Што помала е сончевата паралакса, тоа поголема е оддалеченоста на Сонцето од Земјата: сончевата паралакса од 15" е еднаква на растојание Земја-Сонце од 13,750 Земјини полупречници.

Астрономите [[Жан Рише]] и [[Џовани Доменико Касини]] ја измериле паралаксата на Марс помеѓу [[Париз]] и [[Кајена]] ([[Француска Гвајана]]) кога Марс бил најблиску до Земјата, во 1672. Вака добиле сончева паралакса од 9½", еднаква на растојание Земја-Сонце од околу 22.000 Земјини полупречници. Тие биле и првите астрономи што имале точни сознанија за радусот на Земјата, до кои дошол нивниот колега [[Жан Пикар]] во 1669, кој утврдил дека полупречникот изнесува 3.269 илјади ''[[тоаз]]и''. Во 1676, данскиот астроном [[Оле Ремер]] ја открил [[брзина на светлината|брзината на светлината]]: брзина толку голема што ја навел како времето потребно светлината да допатува од Сонцето до Земјата, или „светлосно време по единица растојание“. Овој начин се употребува и денес.

{| class="wikitable"  style="float:right; margin:0 0 0 0.5em;"
|-
! Година
! Метод
! ''A''/Gm
! Несигурност
|-
| 1895
| аберација
| 149,25
| 0,12
|-
| 1941
| паралакса
| 149,674
| 0,016
|-
| 1964
| радар
| 149,5981
| 0,001
|-
| 1976
| телеметрија
| 149,597 870
| 0,000 001
|-
| 2009
| телеметрија
| 149,597 870 700
| 0,000 000 003
|}

Минувањето на [[астероид]]от [[433 Ерос]] покрај Земјата во 1900–1901 овозможило значителен напредок во утврдувањето на паралаксата.<ref>{{наведување|last=Hinks|first=Arthur R.|title=Solar Parallax Papers No. 7: The General Solution from the Photographic Right Ascensions of Eros, at the Opposition of 1900|journal=Month. Not. R. Astron. Soc.|volume=69|issue=7|pages=544–67|year=1909|bibcode=1909MNRAS..69..544H}}</ref> Неговата паралакса е измерена со меѓународен проект и во 1930–1931.<ref name="Weaver"/><ref>{{наведување|last=Spencer Jones|first=H.|title=The Solar Parallax and the Mass of the Moon from Observations of Eros at the Opposition of 1931|journal=Mem. R. Astron. Soc.|volume=66|year=1941|pages=11–66}}</ref>

==Развој==
Единицата растојание ''A'' (вредноста на астрономската единица во метри) може да се изрази и со други [[астрономски константи]]:
:<math>A^3 = \frac{D^2}{G M_\odot k^2}</math>
каде ''G'' е [[Њутнова константа|Њутновата гравитациска константа]], ''M''<sub>☉</sub> е [[сончева маса|сончевата маса]], ''k'' е [[Гаусова гравитациска константа|Гаусовата гравитациска константа]], а ''D'' претставува временски период од еден ден.
Зрачејќи, Сонцето постојано губи од својата маса,<ref>{{наведување|author=Noedlinger, Peter D.|arxiv=0801.3807|title=Solar Mass Loss, the Astronomical Unit, and the Scale of the Solar System|journal=Celest. Mech. Dynam. Astron.}}</ref> па атао орбитите на планетите постепено се шират нанадвор, т.е. вон Сонцето. Поради ова некои стручњаци сметаат дека астрономската единица треба да се напушти како мерка.<ref>{{наведување|url=http://space.newscientist.com/article/dn13286-astronomical-unit-may-need-to-be-redefined.html?feedId=online-news_rss20|title=Можеби ќе треба да смени вредноста на астрономската единица|newspaper=New Scientist|date=6 февруари 2008}} {{en}}</ref> Други пак, предлагаат нејзино предефинирање според утврден број на метри.<ref>{{cite arXiv|last1=Capitaine|first1=N|last2=Guinot|first2=B|eprint=0812.2970|title=The astronomical units|year=2008|version=v1|class=astro-ph}}</ref>

Бидејќи [[брзина на светлината|брзината на светлината]] има точно утврдена вредност во SI-единици, а Гаусовата гравитациска константа ''k'' е утврдена според [[астрономски мерен систем|астрономскиот систем]], мерењето на светлосно време по единица растојание е истоветно на производот на ''GM''<sub>☉</sub> во SI-единици. Затоа ефемеридите можат да се конструираат исклучиво по SI, што впрочем станува сè позастапено.

Со анализата од радиометриските мерења на внаштрениот Сончев Систем во 2004 г., востановено е дека [[долгорочна варијација|долгорочниот пораст]] на единицата растојание е многу поголемо одшто може да се објасни со сончевото зрачење, +15±4&nbsp;метри на век.<ref>{{наведување|author=Krasinsky, G. A.; Brumberg, V. A.|title=Secular increase of astronomical unit from analysis of the major planet motions, and its interpretation|url=http://www.springerlink.com/content/g5051650115444k9/|journal=Celest. Mech. Dynam. Astron.|volume=90|issue=3-4|year=2004|doi=10.1007/s10569-004-0633-z|page=267}}{{Мртва_врска|date=September 2022 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref><ref name=Anderson>

{{наведување|title=Astrometric Solar-System Anomalies;§2: Increase in the astronomical unit |arxiv=0907.2469 |author=John D. Anderson and Michael Martin Nieto |year=2009 |postscript=. }}</ref>

Друго објаснение за стапката на повлекување на Земјата може да се најде во приливното триење на Сонцето. Стапката на повлекување на Месечината ја диктира слично приливно триење на Земјата. Главен застапник на ова мислење е научникот Такахо Миура.<ref>{{наведување|title=Why is Земјата moving away from Сонцето?|url=http://www.newscientist.com/article/dn17228-why-is-the-earth-moving-away-from-the-sun.html}}</ref>

Подоцнежните проценки засновани на радиометриски аголни мерења укажуваат на помала вредност од +7±2&nbsp;метри на век,<ref>{{наведување|author=Standish, E. M.|year=2004|title=The Astronomical Unit now|journal=Proc. Int. Astron. Union|pages=163–79|doi=10.1017/S1743921305001365|volume=2004}}</ref> но ова е сепак многу повеќе од она што може да му се припише на сончевото зрачење и постојните теории на гравитацијата.<ref>{{cite arXiv|last1=Lammerzahl|first1=C|last2=Preuss|first2=O|last3=Dittus|first3=H|eprint=gr-qc/0604052|title=Is the physics within the Solar System really understood?|year=2006|version=v1|class=gr-qc}}</ref> Можната варијација на вредноста од овие мерења е во износ од 10<sup>12</sup> на век, или помала.<ref>{{наведување|author=Pitjeva, E. V.|year=2005|title=Relativistic effects and solar oblateness from radar observations of planets and spacecraft|url=http://iau-comm4.jpl.nasa.gov/EVP.pdf|journal=Astron. Lett.|volume=31|issue=5|pages=340–49|doi=10.1134/1.1922533|accessdate=2011-03-31|archive-date=2011-07-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20110719135443/http://iau-comm4.jpl.nasa.gov/EVP.pdf|url-status=dead}}</ref> Предложено дека зголемувањето може да се образложи со моделot ДГП.<ref>{{наведување|author=Iorio, Lorenzo|year=2005|title=Secular increase of the astronomical unit and perihelion precessions as tests of the Dvali–Gabadadze–Porrati multi-dimensional braneworld scenario|arxiv=gr-qc/0508047|journal=J. Cosmol. Astroparticle Phys.|doi=10.1088/1475-7516/2005/09/006|volume=2005|page=006}}</ref>

==Примери==
Во овие примери се наведени приближни средни растојанија. Треба да се има на ум и дека растојанијата помеѓу [[астрономски објект|небесните тела]] се менуваат со [[време]] поради нивните [[орбита|орбити]] и други фактори.

*[[Месечина]]та е оддалечена 0,0026 ± 0,0001 ае од Земјата
*[[Земја]]та е оддалечена '''1,00''' ± 0,02 ае од [[Сонце]]то
*[[Марс (планета)|Марс]] е оддалечен 1,52 ± 0,14 ае од Сонцето
*[[Јупитер (планета)|Јупитер]] е оддалечен 5,20 ± 0,05 ае од Сонцето
*[[Плутон (џуџеста планета)|Плутон]] е оддалечен 39,5 ± 9,8 ае од Сонцето
*[[Кајперов Појас|Кајперовиот Појас]] почнува на растојание од околу 35 ае
*Почетокот на [[Расеан Диск|Расеаниот Диск]] е на растојание од 45 ае (преклопувајќи се 10 ае со Кајперовиот Појас)
*Завршетокот на Кајперовиот Појас е на растојание од 50-55 ае
*Орбитата на [[90377 Седна]] се движи од 76 до 942 ае Сонцето. Моментално Седна е оддалечена околу 88 ае од Сонцето
*94 ае: [[Хелиосфера|потресот при прекин]] помеѓу [[Сончев ветер|сончевите ветришта]]/[[ѕвезден ветер|ѕвездените ветришта]]/[[меѓуѕвездена средина|меѓуѕвездената средина]]
*96,7 ае: растојанието од Сонцето до џуџестата планета [[Ерида (џуџеста планета)|Ерида]] (во 2009 г). Ерида и нејзината месечина се најоддалечените познати објекти во Сончевиот Систем (освен [[долгорочна комета|долгорочните комети]] и [[вселенска сонда|вселенските сонди]]).<ref>{{наведување|title=Вселенско летало излегува од Сончевиот Систем|publisher=Heavens-Above|author=Крис Пит|url=http://www.heavens-above.com/solar-escape.asp|accessdate=25 јануари 2008|archive-date=2007-04-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20070427184732/http://www.heavens-above.com/solar-escape.asp|url-status=dead}} {{en}}</ref>
*100 ае: [[Сончева обвивка]]
*115 ае: „[[Војаџер 1]]“ е најодалечениот вештачки објект од Сонцето: моментално патува со брзина од 3½ ае/г
*100-1000 ае: главно содржи објекти од [[Расеан Диск|Расеаниот Диск]]
*1000-3000 ае: почетокот на [[Хилсов Облак|Хилсовиот Облак]]/„Внатрешниот [[Ортов Облак]]“
*20.000 ае: крајот на Хилсовиот Облак/„Внатрешниот Ортов Облак“, и почетокот на „Надворешниот Ортов Облак“
*50.000 ае: најниска проценка на границите на „Надворешниот Ортов Облак“ (0,8 [[светлосна година|сг]])
*100.000 ае: највисока проценка на границите на „Надворешниот Ортов Облак“ (1,6 сг)
*230.000 ае: максимален досег на влијанието на [[поле на гравитација|полето на гравитацијата]] на Сонцето ([[Хилова сфера|Хилова/Рошова сфера]]).<ref name=Chebotarev1964>{{наведување|last=Chebotarev|first=G.A.|title=Gravitational Spheres of the Major Planets, Moon and Sun|journal=Soviet Astronomy|volume=7|issue=5|pages=618–622|year=1964|bibcode=1964SvA.....7..618C}}</ref> по неговата вистинска [[меѓуѕвездена средина]]. Ова растојание изнесува 1,1 парсек (3,6 светлосни години).<ref name=Chebotarev1964/>
*[[Проксима Кентаур]] (најблиската [[ѕвезда]] до земјата освен Сонцето) е оддалечен ~268 000 ае од Сонцето
*Средниот пречник на [[Бетелгез]] изнесува 5,5 ае (822.800 000&nbsp;км)
*Растојанието од Сонцето до центарот на [[Млечен Пат|Млечниот Пат]] изнесува околу 1,7{{e|9}} ае

==Претворање во други единици==
*'''1 ае''' = 149.597.870,700 ± 0,003&nbsp;км ≈ 8,317 [[светлосна година|светлосни минути]] ≈ 499 [[светлосна секунда|светлосни секунди]]
*1 [[светлосна секунда|светлосни секунди]] ≈ 0,002 ае
*1 [[гигаметар]] ≈ 0,0067 ае
*1 [[светлосна година]] ≈ 63,241 ае
*1 [[парсек]] = 648.000/π ≈ 206.264,8 ае

== Поврзано ==
{{Портал|Време}}
*[[Парсек]]
*[[Светлосна година]]
*[[Астрономски мерни единици]]

==Белешки и наводи==
{{наводи|2}}

===Литература===
*{{наведување
 |last1=Williams |first1=D.
 |last2=Davies |first2=R. D.
 |year=1968
 |title=A radio method for determining the astronomical unit
 |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 |volume=140|page=537
 |bibcode=
 |doi=
}}

== Надворешни врски ==
* [http://www.iau.org/public_press/themes/measuring/ МАУ и астрономските мерни единици] {{en}}
* [http://www.iau.org/Units.234.0.html Препораки за употребата на мерните единици] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20070216041250/http://www.iau.org/Units.234.0.html |date=2007-02-16 }} (HTML-верзија на правилникот на МАУ) {{en}}

{{Астрономски должини}}

[[Категорија:Небесна механика]]
[[Категорија:Астрономски мерни единици]]
[[Категорија:Единици за должина]]