簡介
天文單位是指日地之間的距離天文單位（英文：Astronomical Unit，簡寫AU）是一個長度的單位，約等於地球跟太陽的平均距離。但實際上地球繞日的軌道不是一個圓形，而是一個橢圓形：最初天文單位的定義就是上述橢圓的半長軸的長度。1976年，國際天文學聯會把一天文單位定義為一顆質量可忽略、公轉軌道不受干擾而且公轉周期為365.2568983日（即一高斯年）的粒子與一個質量相等約一個太陽的物體的距離。截至2012年8月，被接受的天文單位是149,597,870,691±30米（約一億五千萬公里或9,300萬英里)）。
2012年，天文學家們重新精確測定了太陽系中最重要的距離參數之一，即一個天文單位(AU)的精確數值，2012年8月份在中國北京舉行的國際天文學大會（IAU）上以無記名投票的方式獲得採納。也就是說，從此，一個天文單位的定義值被確定為：1495,9787,0700米。
推導過程
1938年以前，天文單位是指在沒有大行星攝動作用下，從地月系質心到太陽的平均距離，或者說，它是地月系質心繞太陽公轉的無攝動橢圓軌道的半長徑。根據克卜勒定律，在高斯引力常數k、太陽質量S、地月系質量m、地月繫到太陽的平均距離A和地球繞太陽公轉周期T之間有如下關係：
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當取太陽質量為天文質量單位（即取S=1）、地月繫到太陽的平均距離為天文距離單位(即取A=1)時,高斯根據當時的不很精確的T和m/S值，算得k=0.01720209895。1938年第六屆國際天文學聯合會決定把k值固定下來,不再改變。根據這個k值，當取S=1、A=1和m=0時，就可以算出T值為365.2568983263曆書日。由此，可以把天文單位的定義改為：當公轉周期為365.2568983263曆書日時，一個假想的、質量為零的無攝動行星的橢圓軌道的半長徑，等於一個天文單位。根據準確的 T值和m／S值，可以算出地月系統日公轉軌道的半長徑為1.00000003天文單位。由於地球運動受其他天體攝動的影響，日地平均距離實際為1.0000000236天文單位。
20世紀60年代以前，天文單位是根據測定太陽視差π⊙推導出來的。在紐康的天文常數系統中太陽視差π⊙=8奬80，相應的天文單位的長度等於149,500,000公里。20世紀60年代起，雷達天文取得了精確的結果。於是，天文單位根據光速c和單位距離光行時τA來導出，1964年國際天文學聯合會天文常數系統取A為149,600×106 米，把它作為基礎常數。
歷史改變
天文單位用於計量太陽系中的天體距離天文常數之一。天文學中測量距離，特別是測量太陽系內天體之間的距離的基本單位，以au表示。
當最初開始使用天文單位的時候，它的實際大小並不是很清楚，但行星的距離卻可以藉助日心幾何及行星運動法則以天文單位作單位來計算出來。後來天文單位的實際大小終透過視差，以及近代用雷達來準確地找到。雖然如此，因為引力常數的不確定（只有五、六個有效位），太陽的質量並不能夠很準確。如果計算行星位置時使用國際單位，其精確度在單位換算的過程中難免會降低。所以這些計算通常以太陽質量和天文單位作單位，而不用公斤和公里。
歷史上一個天文單位的距離，相當於地球到太陽的平均距離，約1.496×10^8km。
天文學家們重新精確測定了一個天文單位(AU)的精確數值，一個天文單位的定義值被確定為：149,597,870,700米。
1938年以前，天文單位是指在沒有大行星攝動作用（見攝動理論）下，從地月系
天文單位
天文單位
質心到太陽的平均距離,或者說，它是地月系質心繞太陽公轉的無攝動橢圓軌道的半長徑。根據克卜勒定律，在高斯引力常數k、太陽質量S、地月系質量m、地月繫到太陽的平均距離A和地球繞太陽公轉周期T之間有如下關係：[2]
當取太陽質量為天文質量單位（即取S=1）、地月繫到太陽的平均距離為天文距離單位(即取A=1)時,高斯根據當時的不很精確的T和m/S值,算得k=0.01720209895。1938年第六屆國際天文學聯合會決定把k值固定下來，不再改變。根據這個k值，當取S=1、A=1和m=0時，就可以算出T值為365.2568983263曆書日。由此，可以把天文單位的定義改為：當公轉周期為365.2568983263曆書日時，一個假想的、質量為零的無攝動行星的橢圓軌道的半長徑，等於一個天文單位。根據準確的T值和m/S值，可以算出地月系統日公轉軌道的半長徑為1.00000003天文單位。由於地球運動受其他天體攝動的影響，日地平均距離實際為1.0000000236天文單位。
二十世紀六十年代以前，天文單位是根據測定太陽視差π⊙推導出來的。在紐康的天文常數系統中太陽視差π⊙=8獎80，相應的天文單位的長度等於149,500,000公里。二十世紀六十年代起,雷達天文取得了精確的結果。於是，天文單位根據光速c和單位距離光行時τA來導出，1964年國際天文學聯合會天文常數系統取A為149,600×10米，把它作為基礎常數。
此值從1968年開始，一直使用到1983年。1976年國際天文學聯合會天文常數系統取A為1.49597870×10米，把它改為導出常數，此值從1984年起統一採用。
2012年9月份在中國北京舉行的國際天文學大會（IAU）上以無記名投票的方式重新精確測定了太陽系中最重要的距離。也就是說，從此，一個天文單位的定義值被確定為：149,597,870,700米——為固定數值。
歷史計算方法
在1976年天文常數系統中定義為在499.004782秒內光在真空中傳播的距離。其值為1.49597870×10^11米（^表示冪）。1天文單位等於1.58129×10^(-5)光年，或4.84813×10^(-6)秒差距。
光年(ly)光年是長度的單位，而非時間單位。光年就是光在真空中一年時間走過的距離。
天文單位
天文單位
光在真空中的速度是恆定不變的（速度是約30萬公里/秒）。
1ly=9.46x10^12km
秒差距（pc）1pc指的是從地看太陽系外天體在一年中正交於視線上1AU所張的角度為1〃時，此天體到地球的距離。
1pc=2.06×10^5AU=3.26ly
1PC約等於30835997962819660.8米
計算方法
天文學家利用三角視差法、分光視差法、星團視差法、統計視差法、造父視差法和力學視差法等，測定恆星與我們的距離。恆星距離的測定，對研究恆星的空間位置、求得恆星的光度和運動速度等，均有重要的意義。
離太陽距離在16光年以內的有50多顆恆星。其中最近的是半人馬座比鄰星，距太陽約 4.2 光年，大約是40萬億千米。
三角視差法
測量天體之間的距離可不是一件容易的事。 天文學家把需要測量的天體按遠近不同分成好幾個等級。離我們比較近的天體，它們離我們最遠不超過100光年（1光年＝9.461012千米），天文學家用三角視差法測量它們的距離。三角視差法是把被測的那個天體置於一個特大三角形的頂點，地球繞太陽公轉的軌道直徑的兩端是這個三角形的另外二個頂點，通過測量地球到那個天體的視角，再用到已知的地球繞太陽公轉軌道的直徑，依靠三角公式就能推算出那個天體到我們的距離了。稍遠一點的天體我們無法用三角視差法測量它和地球之間的距離，因為在地球上再也不能精確地測定他它們的視差了。
移動星團法
這時我們要用運動學的方法來測量距離，運動學的方法在天文學中也叫移動星團法，根據它們的運動速度來確定距離。不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恆星是以相等和平行的速度在銀河系中移動的。在銀河系之外的天體，運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離。
造父視差法
造父視差法又叫標準燭光法。
物理學中有一個關於光度、亮度和距離關係的公式。S∝L0/r2
測量出天體的光度L0和亮度S，然後利用這個公式就知道天體的距離r。光度和亮度的含義是不一樣的,亮度是指我們所看到的發光體有多亮，這是我們在地球上可直接測量的。光度是指發光物體本身的發光本領，關鍵是設法知道它就能得到距離。天文學家勒維特發現“造父變星”，它們的光變周期與光度之間存在著確定的關係。於是可以通過測量它的光變周期來定出光度，再求出距離。如果銀河系外的星系中有顆造父變星，那么我們就可以知道這個星系與我們之間的距離了。那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠星系，當然要另外想辦法。
三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法，前一支的尺度是幾百光年，後一支是幾百萬光年。在中間地帶則使用統計方法和間接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度達100億光年數量級。
哈勃定律方法
1929年哈勃(Edwin Hubble)對河外星系的視向速度與距離的關係進行了研究。當時只有46個河外星系的視向速度可以利用，而其中僅有24個有推算出的距離，哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關係。現代精確觀測已證實這種線性正比關係
V = H0×d
其中v為退行速度，d為星系距離，H0=100h0km．s-1 Mpc（h0的值為0，利用哈勃定律，可以先測得紅移Δν/ν通過都卜勒效應Δν/ν=V/C求出V，再求出d。
哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星系來看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠的星系間彼此散開的速度越大。
換算
1天文單位≈149,600,000公里≈92,960,000英里≈490,800,000,000英尺
1秒差距≈206,265天文單位
1光年≈63,240天文單位
1天文距離單位(AU)≈1.49597870×1011 米
1光年（ly)≈9.4605536×1015 米≈63,239.8天文距離單位
1秒差距（PC）≈3.085678×1016 米≈206,264.8天文距離單位≈3.261631光年
