천문단위

천문단위의 값은 1억 4,960만㎞이며 일반적으로 지구에서 태양까지의 평균거리로 정의한다. 이 값을 얻는 가장 확실한 방법은 먼 별을 배경으로 하여 지구상의 두 지점에서 태양의 위치를 동시에 측정하는 것이다. 가장 큰 시차변위를 얻기 위해 지구 정반대 지점에 두 지점을 잡아야 한다.

태양에서 볼 때 지구의 반지름에 대응하는 이 각을 태양시차라고 하며, 그 값은 약 8.794″이다. 따라서 지구의 반지름을 알고 있기 때문에 원칙적으로 태양까지의 거리를 구할 수 있지만, 태양 복사가 너무 밝아 투영된 태양이 별빛을 가리기 때문에 이 방법을 사용할 수 없다. 천문학자들은 이러한 문제점을 해결할 수 있는 방법을 발견했다. 즉 뉴턴의 역제곱 법칙인 만유인력법칙이 적용되는 행성 및 태양의 운동과 위치에 대한 기하학을 바탕으로 하면, 척도를 사용하지 않고도 행성의 운동과 위치에 대한 모형을 고안할 수 있다.

태양계

만일 어느 시간에 지구에서 특정한 행성(또는 소행성)까지의 거리가 결정되면, 전체 계(系)의 척도가 정해지며, 이것이 천문단위가 된다. 처음에는 화성을 이용했지만, 정밀한 측정을 하기에는 너무 큰 것으로 판명되었다. 소행성인 에로스는 가장 가까울 때 지구에서 1/7 AU 이내까지 들어오기 때문에 측정하기에 이상적인 것으로 판명되었다. 1932년 에로스가 접근했을 때 그당시로서는 매우 정확한 값을 ㎞ 단위로 얻었다.

1958년 이후 금성에 대한 레이더 반사시간측정과 달에 대한 '레이저 거리측정'을 통해 AU에 대한 더욱 정확한 값이 얻어졌다. 레이저 거리측정 기술은 레이저 신호가 미국의 우주비행사들이 달에 갖다 놓은 거울에서 반사되는 것을 이용한다. 반사된 신호의 시간측정은 매우 정확해서 신호를 송신한 천문대와 달 위의 반사면 사이의 거리를 2.5㎝ 이내의 오차로 결정할 수 있다.