지구에서 태양까지의 거리는 얼마나 되나요?
태양계
지구(태양에서의 거리 1AU)는 내행성 중 가장 질량이 크며, 나머지 내 행성 3개를 합친것보다도 크다. 현재도 지질학적 활동이 일어나고 있다고 알려진 유일한 천체이며, 우주에서 생명체가 살고 있음이 증명된 유일한 천체이다[43]. 태양계 내 암석 행성 중 유일하게 바다가 있으며, 지각판 이동이 일어나는 유일한 천체이다. 지구의 대기 또한 식물의 존재로 자유 산소의 함량이 21퍼센트나 된다는 점에서 다른 암석 행성과 판이하게 다르다[44]. 지구는 자연 위성으로 달을 거느리고 있는데, 달은 태양계의 암석 행성 중 유일한 거대 위성이다. 또한 달은 모행성의 크기에 비해 가장 큰 행성이다.
아레시보 메시지
이 그림이 나타내는 태양으로부터의 행성까지의 거리와 행성들의 크기는 비례가 정확하지 않다.
태양시
시태양시(視太陽時, apparent solar time)와 진태양시(眞太陽時, true solar time)는 각각 시태양일과 진태양일에 기반을 두는 태양시이다. 시태양일/진태양일 1일은 태양이 관측지점에서의 자오선을 2회 통과하는 시간 간격이다. 시태양일은 실제 관측자의 시점에서 보는 태양의 위치를 시각의 기준으로 하고 진태양일은 태양의 빛이 지구까지 오는데 걸리는 시간을 고려하여 관측자가 보는 태양의 위치가 아닌 실제 태양의 위치를 기준으로 한다. 지구와 태양과의 거리가 대략 147,500,000 km ~ 152,500,000km임을 감안하면 태양 빛이 도달하는 시간은 약 8분 12초 ~ 8분 28초이고 그에 따라 시태양일과 진태양일의 시각 차이는 약 1.35초 ~ 1.39초이다. 시태양시는 태양이 지구상 관측지점의 경선상에 뜰 때를 정오로 한다.
태양
지구가 어떻게 될지는 확실하지 않다. 태양은 지구 궤도까지 부풀어 오를 것으로 예상되지만, 적색 거성 단계인 태양은 질량을 잃은 상태이기 때문에 지구를 포함한 행성들은 현재 위치보다 뒤로 물러나게 된다. 이 경우 지구는 태양에 흡수되는 일은 면하게 된다. 그러나 새로운 이론은 태양의 기조력으로 지구가 태양에게 흡수될 것으로 예상하고 있다. 지구가 살아남는다고 하더라도, 바다는 끓어서 기체가 될 것이고 대기와 함께 우주 공간으로 달아날 것이다. 사실 주계열성 단계에서도 태양은 서서히 밝아지면서 표면 온도가 올라가고 있다. 점진적으로 태양 광도가 커져 약 7억 년 내로 지구상은 인간이 살 수 없는 환경으로 바뀔 것이다. 이 때가 되면 생명체는 지구상에 존재할 수 없게 된다. 동식물이 멸종하며 지구내부에서 나오는 온실기체를 정화시킬 수 있는 수단이 없어진다. 따라서 온도는 급속히 오르게 되며 동식물이 멸종된 지 1억 년도 채 안 돼서 지구표면은 끓는점에 도달하게 된다. 바닷물이 끓게 되면 대기 중에 수분이 10~20% 차지하게 되며 물이 산소와 수소로 분리된 후 수소는 우주공간으로 날아가게 된다. 따라서 8억 년 내로 지구의 바닷물은 모두 증발하여 사라질 것이다. 8억년 후 지구는 물도 없는 황량한 사막과 같이 될 것이며 황산과 온실기체로 이루어진 구름이 표면을 덮을 것이며 금성표면처럼 뜨거워질 것이다
크로이츠 혜성군
태양에 매우 가깝게 접근한 것이 밝혀진 첫 혜성은 1680년 대혜성이었다. 이 혜성은 태양 표면으로부터 200,000km(0.0013AU)를 지났다. 이는 지구와 달의 거리의 절반, 태양 직경의 0.3배에 불과하다. 이 위치에서 태양은 80°의 크기가 되며, 지구에서 보이는 크기의 27,000배에 해당된다.
시리우스
시리우스는 그 자체로도 밝은 A형 주계열성인데다 지구와 가깝기 때문에 우리 눈에 밝게 보인다. 히파르코스 위성이 측정한 시리우스까지의 거리는 8.6광년(2.6파섹)이며 태양계에서 가까운 이웃 항성계이다. 시리우스는 지구 북반구 위도 30~73도 사이에 거주하는 사람(유럽 대부분, 동아시아, 북아메리카 대부분 포함)이 맨눈으로 볼 수 있는 별 중 지구에서 태양 다음으로 가깝다. 시리우스는 태양계에 천천히 다가오고 있으며 앞으로 6만 년 후까지 점점 밝아질 것이다. 6만 년 후를 정점으로 다시 어두워지겠지만 이후 21만 년 동안 밤하늘에서 가장 밝은 별의 위치를 지킬 것이다.
태양계
혜성은 수 킬로미터 정도 크기의 휘발성 얼음 혼합물로 이루어진 태양계 천체이다. 혜성의 궤도는 매우 이심률이 큰데, 태양에 가장 가까워질 때는 내행성 궤도까지 들어왔다가 멀어질 경우 명왕성 바깥까지 물러나는 경우가 많다. 혜성 중에는 궤도경사각 값이 큰 개체가 많은데, 그중 공전 주기가 백 년이 되지 않는 단주기 혜성의 경사각은 중간 정도이다[19]. 혜성이 내행성 궤도에 진입하면, 태양에 가까워지면서 일사량이 증가하기 때문에 얼음 상태로 존재하던 휘발성 물질이 증발하여 이온화, ‘코마’라는 이름의 꼬리처럼 생긴 구조를 형성한다. 코마는 맨눈으로도 볼 수 있는데, 이는 고대부터 인류가 혜성을 묘사할 때 사용된 강렬한 특징이었다.
SGR 1806-20
이 정도의 폭발이 지구에서 10광년 내의 곳에서 있었다면, 우리 지구의 오존층을 모두 파괴시킬 수 있는 정도이며, TNT 12킬로톤의 핵폭발이 7.5 km 거리에서 일어나는 정도이다. 가장 가까운 마그네타는 지구에서 9,000광년 떨어져 있다.
천문단위
천문단위(天文單位, astronomical unit)는 천문학에서 사용되는 길이의 단위로 지구와 태양과의 평균 거리이다. 2013년 기준으로 149,597,870,700 m로 정의되어 있다. 주로 태양계의 천체(행성) 간 거리에 사용되며, 특히 천문 단위계는 태양 질량과 대등한 길이의 단위로서 중요하다. 국제단위계(SI)에 속하는 단위는 아니지만, 병용이 인정되는 단위이다.
올베르스의 역설
하늘의 별빛은 태양과의 거리인 1AU에 비해 r배 멀리있다고 생각하면,
그 빛의 세기는 별의 빛에 비해 formula_1 이다.
그러나, 거리 r의 우주 단면적은 formula_2배 증가하므로
결국 별 표면과 동일한 정도의 빛이 지구에 도달하게 된다.
우주가 균일한 빛을 가진 별을 가진다고 가정했으므로,
별의 빛과 태양의 빛의 세기는 동일하고
따라서 하늘은 늘 정오의 태양처럼 밝아야 한다는 결론이 나온다.
태양질량
1년의 길이, 태양에서 지구까지의 거리(1AU), 중력상수(G)를 알면 다음 공식에 의거하여 태양질량을 구할 수 있다.
밀란코비치 주기
지구가 태양에서 가장 멀리 떨어져 있을 때, 즉 원일점에서 받는 태양 복사 에너지의 양과 태양에 가장 가까이 다가갔을 때, 즉 근일점에서 받는 태양 복사 에너지의 차이는 이심률 차이의 약 4배보다 조금 더 크다. 현재 궤도 이심률에서는 근일점과 원일점에서의 태양 복사 에너지의 차이는 약 6.8%이고, 거리 차는 3.4%(510만 km)이다. 현재 근일점은 1월 3일 근처에, 원일점은 7월 4일 근처에 위치한다. 공전 궤도의 이심률이 가장 클 때 근일점에서의 태양 복사 에너지의 양은 원일점에서보다 약 23%나 크다.
시리우스
지구로부터의 거리는 8.6 광년 또는 약 2.6 파섹으로 태양계에서 다섯 번째로 가까운 항성계로(다섯 개의 계를 구성하는 8개 별 중 2개가 시리우스 계에 있다.) 시리우스가 밝게 보이는 가장 큰 이유는 이처럼 가까이 있기 때문이다.(같은 이유로, 또 다른 가까운 별 센타우루스자리 알파는 카노푸스, 리겔, 베텔게우스처럼 원래 밝은 별이 아니라, 지구에서 4.3광년밖에 떨어져 있지 않기 때문에 밝게 보인다.) 그러나 시리우스는 그 자체로도 태양보다 훨씬 더 밝은 A형 주계열성으로, 밝기는 태양의 약 25배이다. 시리우스에서 가장 가까운 이웃은 프로키온으로 5.24 광년 또는 1.61 파섹 떨어져 있다. 1977년에 발사된 보이저 2호는 29만 6천 년 뒤 시리우스에서 4.3광년 떨어진 곳을 지나갈 것으로 보인다.
지구 반경
지구 반경(地球半徑, Earth radius)은 지구의 반지름을 일컫는 천문학의 단위중 하나이다. 지구의 반지름은 대략 6,400km이다. 지구는 자전의 영향으로 적도 부근이 약간 부풀어 오른 타원체이므로 적도 반지름은 6,378km이며 극 반지름은 6,357km이다. 적도 반지름이 극 반지름보다 약 21km가 길다.
생명체 거주가능 영역
예를 들면, 태양 밝기의 4분의 1 정도인 K형 항성의 경우 이 별의 생물권 거리(생물권 영역 중 가장 지구와 흡사한 환경이 형성될 수 있는 중간 지대 거리임)는 약 0.5 천문단위이다. 태양 밝기의 2배 정도로 밝은 별의 경우 이 별의 생물권 거리는 위 공식에 의하면 약 1.4 천문단위가 된다. 생물권의 '한가운데'는 어떤 행성에 지구와 거의 비슷한 생명체들이 살아갈 환경이 갖춰질 수 있는 거리를 의미한다. 단, 이 행성의 대기 조성이나 밀도는 지구와 흡사하다는 조건이 전제된다.
태양계
수성(태양에서의 거리 0.4AU)은 태양에 가장 가까운 행성이며, 가장 작은 행성이다(질량이 지구의 0.055배). 수성은 위성이 없으며, 수많은 충돌 크레이터와 쭈글쭈글한 거대한 절벽 등의 지질학적 특징으로만 알려져 있다. 이 절벽은 태양계 역사의 초기에 수성이 수축해서 생긴 것으로 보인다[35]. 수성의 대기는 거의 무시해도 좋을 정도로 그 두께가 얇다[36]. 수성의 커다란 핵과 그에 비해 상대적으로 얇은 맨틀은 그 성분이 아직 확실히 밝혀지지 않았다[37][38]. 수성에 대한 탐사는 아주 미미하여, 1950년 이래로 현재까지 수성 탐사선은 매리너 10호와 메신저뿐이다.
케플러-10
케플러-10은 지구로부터 약 564 광년(173 ± 27 파섹) 떨어져 있다. 겉보기 등급은 10.96으로 맨눈으로는 볼 수 없으며 아마추어 망원경으로 관측이 가능하다.
외계 행성의 이름을 붙이는 원칙에 따라 케플러-10을 도는 외계 행성의 이름은 케플러-10b로 명명되었다. 2011년 발견 사실이 공표되었으며 그 존재가 확정된 암석형 외계행성 중에서는 최초라는 의의가 있다. 이 행성의 질량은 지구의 3.33±0.49 배이며 반지름은 지구의 1.47+0.03
−0.02 배이다. 어머니 별로부터 0.01684 AU 떨어져 0.8375 일에 1회 공전한다. 태양에서 가장 가까운 수성은 태양으로부터 0.3871 AU 떨어져 87.97 일에 1회 공전함을 고려하면 b는 항성에 아주 가까이 있는 셈이다. 극도로 가까운 거리 때문에 궤도이심률은 사실상 0이다. 이는 공전궤도가 완벽에 가까운 원을 그린다는 뜻이다.
길이
지구가 태양을 공전할 때 6개월마다 변화하는 별의 위치의 절반을 연주시차라고 한다. 연주시차는 일반적으로 매우 작기 때문에 천체를 중심으로 천체와 지구까지의 거리 d를 반지름으로 하는 원을 지구가 이동했다고 할 수 있다. 이렇게 될때 지구와 태양 사이의 거리 1AU는 호가 된다.
장축단
천문학에서 장축단(長軸端, apsis)은 타원 궤도에서 초점에서의 거리가 가장 먼 원점(遠點, apoapsis)과 가장 가까운 근점(近點, periapsis)을 함께 부르는 말이다.근일점은 태양 주변을 도는 천체가 태양과 가장 가까워지는 지점이며, 원일점은 태양 주변을 도는 천체가 태양과 가장 멀어지는 지점이다. 여름에 지구가 근일점에 오는 것으로 착각하는 사람들이 있는데, 사실이 아니다. 이는 태양이 북회귀선에 오기 때문이다. 반대로, 태양이 남회귀선으로 갈 때, 북반구는 겨울이 된다.
태양권덮개
태양권덮개는 태양권계면과 말단충격 사이의 영역으로, 태양권의 가장 바깥층이다.
태양권계면 밖은 성간공간이고, 태양의 자기장이 미치지 않는 것은 아니지만 무시할 수 있을 정도로 약하다.
태양에서 태양권덮개까지 거리는 대략 80~100천문단위(AU)이다.
90377 세드나
세드나의 궤도 대부분은 현재 거리보다도 태양에서 멀리 떨어져 있는데, 원일점 거리는 937 AU(해왕성 거리의 31배)에 달할 것으로 추측되어, 장주기 혜성을 제외하면 태양계의 발견된 천체 중 가장 먼 천체이다.
삼각형자리 은하
삼각형자리 은하까지의 거리는 대략 238만 ~ 307만 광년으로 추정된다. 이에 따라 중간값은 약 273만 광년으로, 안드로메다 은하보다 약간 더 먼 은하이다(안드로메다 은하까지의 거리는 약 254만 광년). 거리 측정을 위해 최소 3가지 방법이 병행되었는데, 세페이드 변광성법으로 추정한 거리는 2004년 기준 277만 ± 13만 광년이다. 같은 해 점근거성가지법으로 추정한 거리는 259만 ± 8만 광년이었다.
레이저 간섭계 우주 안테나
달의 궤도보다 10배 더 큰, 전체 배치는 태양과 지구와의 거리와 같은 태양계 궤도상에 위치하게 될 것이다. 그러나, 지구에 20도의 각도로 , 황도 궤도 평면에 상대적으로 60도만큼 기울어지게 끌려 간다. 우주선의 배열(constellation)과 지구 사이 선형 평균 거리는 5천만 킬로미터가 될 것이다.
천문단위
태양이나 달까지의 거리를 측정하려는 시도는 고대 그리스 시대부터 행해져 왔지만, 하늘의 단위와 지상의 단위를 결부시키는 것은 쉬운 일이 아니었다. 태양과 달 사이의 거리의 비율을 구한 아리스타르쿠스도 지상의 단위로 값을 얻고 있지 않다.
프톨레마이오스는 기원전 2세기 그리스의 히파르코스가 일식의 모습이 지역마다 다른 것을 이용하여 지구의 반지름을 기준으로 달이나 태양까지의 거리를 추정했다. 히파르코스가 계산한 태양까지의 거리는 지구 반지름의 490배 이상이었다.(실제 값은 약 23,500배) 히파르코스의 구체적인 산출 방법은 전해지고 있지 않지만, 그 성공적인 기하학적 방법이 현재 비슷하게 재구성 되고 있다.
기록은 손실되었지만 , 쿠레오메데스의 저서에 따르면 포세이도니오스는 기원전 90년경에 달과 태양까지의 거리를 추정하고 있다. 포세이도니오스는 지구의 그림자를 원주라고 생각하고, 월식의 그림자크기에서 달이 지구의 절반 직경을 가진다고 생각했다. 또한 달의 겉보기 크기와 알려져 있던 지구의 크기 에서 지상 단위로 달까지의 거리를 추정했다. 그 5백만 디온값은 실제보다 2.1-2.6배 과대 추정되었다. 이것은 지구의 그림자 원뿔이라고 생각 하고, 달을 실제 약 2배의 크기라고 추정했기 때문이다. 한편 태양까지 거리의 추정은 근거가 부족한 추측에 그치고 있다.
2세기 프톨레마이오스는 ‘알마게스트’(프톨레마이오스가 천동설에 기초하여 저술한 천문학 저서)에서 천구에 둘러싸인 천동설에 기초한 우주이미지를 구축했다. 프톨레마이오스는 아리스 타르코스와 히파르코스의 관측과 기하학적 추론, 또한 자신의 추측을 섞어 태양과 달뿐만 아니라 행성까지의 거리를 추정하고 있다. 예를 들면, 달의 평균거리가 지구 반경의 48배, 태양이 1,210 배, 토성은 17,026 배 등이다. 이렇게 설립된 우주이미지는 그리스와 헬레니즘 문화를 계승한 아라비아 로 전해졌다. 이러한 우주상은 다음 유럽으로 전해져, 중세에 걸쳐 큰 권위를 갖게 되었다.
달
달의 지름 대 지구 지름의 비율은 366% 이다. 지구가 일년동안 자전하는 횟수는 366회 이다. 달의 크기는 태양의 400분의 1이다. 달은 태양보다 400배 더 지구에 가깝다. 달은 1일에 400Km 씩 자전한다. 달은 거의 19년 주기로 지구와 가까워지는데 그것을 슈퍼문이라고 한다. 달이 366회 공전하는데 걸리는 시간은 10000일이다. 지구가 달보다 400배 빠르게 자전하고 있다. 27.322 - 달이 1회 공전하는데 소요되는 항성일이다. 27.322% - 지구 지름 대 달 지름의 백분율이다. 지구에서 관측할 때, 태양과 달의 겉보기 지름은 정확하게 일치한다.
I 츠비키 18
당초 예상 거리는 4,000~5,000만 광년이었으나, 허블 망원경의 관측 자료는 I Zwicky 18이 지구로부터 5,900만 광년 떨어져 있음을 보여준다. 이 은하의, 기대했던 것보다 더 먼 거리는 아마도 왜 천문학자들이 이 은하에 포함되어 있는 매우 어두운, 나이 많은 별들을 탐지하기 어려웠는지를 설명할 것이다. 이 어둡고 나이 많은 별들은 허블 우주 망원경의 해상도 및 감도 한계에 근접해 있다.
태양
태양의 수명은 약 123억 6500만년이고 핵우주 연대학에 따르면 45억 6720만년 전에 형성되었다. 분광형은 G2V이며 비공식적으로 "노란색 별"로 불리는데, 그 이유는 태양이 지구에서 황색으로 보이기 때문이다. 실제로는 가시광 복사가 스펙트럼상 초록 부분에서 가장 강렬하다.[2]. 다만 실제로 우주에서 보면 태양은 g형 주계열성이므로 흰색으로 보인다. 이 분광형 표시에 있어서 G2는 태양 표면의 유효 온도가 약 5,778K켈빈임을, V는 우주의 다른 대다수 별과 마찬가지로 태양이 원자 핵융합을 통해 에너지를 생산하는 주계열성임을 뜻한다. 태양은 중심핵에서 초당 4억 3천만~6억 톤의 수소를 태운다. 태양은 천문학자들에게 있어 한때는 작고 상대적으로 눈에 띄지 않는 별이었으나 이제는 우리 은하 별들 중에서 밝은 축에 드는 존재로 인정되고 있다. 우리 은하 별 대부분(90퍼센트)은 작고 어두운 적색 왜성이다[3][4]. 이들은 아무리 밝아도 태양 밝기 10%에 불과한다. 태양의 지름은 약 139만 2천 킬로미터로 지구보다 109배 크며, 질량은 2×1030 킬로그램으로 지구보다 약 33만 배 무거워 태양계 전체 질량의 약 99.86%를 차지한다[5]. 태양 질량 약 4분의 3은 수소, 나머지 4분의 1은 대부분 헬륨이다. 총질량 2퍼센트 미만이 산소, 탄소, 네온, 철 같은 무거운 원소들로 이루어져 있다[6]. 태양의 뜨거운 코로나는 우주 공간으로 연속적으로 뻗어 있으며, 여기에서 대략 100천문 단위 거리 태양 권계면까지 뻗어 있는, 대전(帶電)된 입자의 흐름인 태양풍이 만들어진다. 태양풍이 만들어 낸 성간 매질 속 거품 구조인 태양권은 태양계 내에서 가장 거대한 구조이다[7][8]. 태양은 백색광을 내지만 지구 표면에서 볼 때 파란색 빛이 일으키는 대기 산란 때문에 노란색으로 보일 수 있다[9]. 태양은 지구와 대략 1억 4960만 킬로미터(1천문단위) 떨어져 있으나, 정확히는 매년 1월 근일점에서 가장 가까워지고 7월 원일점에서 가장 멀어진다[10]. 빛이 태양을 출발하여 이 거리를 지나 지구까지 오는 데에는 약 8분 19초가 걸린다. 태양의 절대 등급은 +4.83이나 지구에서 가깝기 때문에 겉보기 등급은 -26.74로 아주 밝게 보인다[11][12].
아폴로 13호
아폴로 13호는 자유 귀환 궤도에 올랐기 때문에, 달의 뒤편을 돌 때, 다른 달 비행보다 대략 100km 정도 높은 궤도를 지났다. 이 때문에, 이것이 현재까지 인간이 지구로부터 가장 멀리 떨어진 기록이 되고 있다. 하지만 지구와 달의 사이의 거리의 변화는 100km 이상에 이르기 때문에 아폴로 13호가 정말로 다른 달 비행보다 지구로부터 멀어졌다고는 할 수 없지만, 기네스북은 이것을 유인 우주비행의 최고 고도 도달 기록으로서 인정하고 있으므로, 러벨 등 세 명은 정식적 기록 유지자가 되었다.
카스토르
우주 망원경 히파르코스가 2007년 작성한 측성자료에 따르면 카스토르의 연주시차는 64.54 ± 0.12 밀리초각이었다. 따라서 지구로부터 카스토르까지의 거리는 1 / 0.06454 파섹 = 15.49 파섹 = 50.86 광년이 된다. 이 거리는 우주적 기준으로 볼 때 태양에서 매우 가깝다고 할 수 있다. 특히 카스토르는 태양과 함께 우리 은하의 오리온 팔에서 성간 매질이 없는 국부 거품에 자리잡은 항성이다. 카스토르의 은하 좌표계는 187.44 ° 와 22.47 °이다.
고대 그리스 천문학
아리스타르코스는 그의 유일하게 전해져 내려오는 연구인 "태양과 달의 크기와 그 거리"(the Sizes and Distances of the Sun and Moon)를 썼다. 이 저술에서 그는 지구 반경의 지구부터 태양과 달까지의 거리뿐만 아니라 태양과 달의 크기까지 계산하였다. 얼마 지나지 않아, 에라토스테네스는 아리스타르코스의 계산에서 도출할 수 있는 지구 반지름 값을 제공하여 지구의 크기를 계산하였다. 히파르코스는 태양과 달의 거리와 크기에 대한 또 다른 동명의 책을 썼지만 전해지지 않고 있다. 아리스타르코스와 히파르코스는 모두 지구에서 태양까지의 거리를 과소 측정하였다.
에리다누스자리 엡실론
엡실론별과 태양의 거리는 약 10.5 광년으로 2015년 기준으로 태양에서 13번째로 가까운 항성 또는 항성계이다. 지구에서 가깝기 때문에 이 별의 분광형은 다른 항성에 비해 연구가 자세히 이루어졌다. 밤하늘 에리다누스자리의 북쪽 부분에 자리잡고 있으며 약간 더 밝은 별 에리다누스자리 델타로부터 약 3도 동쪽에 있다. 적위는 −9.46도로 지구 거의 전 지역에서 볼 수 있다. 다만 북위 80도 위에서는 지평선 아래로 가려 볼 수 없다. 겉보기 등급은 3.73으로 도심지 근교에서는 광공해 때문에 빛이 가려 맨눈으로 보기 힘들다.
명왕성
궤도가 타원형이기 때문에 태양빛이 도달하는 시간이 명왕성의 위치에 따라 차이를 보이며, 해왕성 궤도 안쪽에 위치하는 경우 명왕성이 해왕성보다 태양빛을 먼저 받게 된다. 평균적으로는 명왕성과 태양간 거리는 평균 59억 638만km으로 태양빛이 도달하려면 5시간 27분이 걸린다.
세페우스자리 델타
시직경을 통해 계산한 델타의 실제 크기는 천문학자들마다 조금씩 다르지만, 대체로 비슷한 수준의 결과를 보여준다. 구체적으로 레이니 연구진(1995년)은 태양 반경의 41.5배, 기렌 연구진(1999년)은 43.8배, Caccin(1981년)은 42.4배로 잡았다. 이 중 레이니의 결과를 이용하여 이 별과 지구 간 거리를 구하면 828 ± 98광년이 나온다.
백조자리 61
백조자리 61은 큰 고유 운동량을 보였기 때문에 천문학자들의 관심을 끌었다. 1838년 프리드리히 빌헬름 베셀은 최초로 이 별과 지구 사이의 거리를 측정했으며, 그 값이 약 11광년임을 밝혀 내었다. 최근 밝은 주성의 움직임에 규칙적인 변화가 있음을 감지했는데 이는 태양 질량 1퍼센트 또는 목성 질량의 10배에 이르는, 보이지 않는 동반체가 존재할 가능성을 암시한다.
태양
편평도는 약 900만 분의 1이고[18] 이는 태양의 양극간 지름과 적도 지름이 불과 10킬로미터밖에 차이나지 않음을 뜻한다. 태양은 플라스마가 뭉친 상태로 존재하며 딱딱한 고체가 아니다. 태양은 극보다 적도에서 더 빠르게 자전한다. 이를 차등 회전으로 부르며 태양 내부 대류 및 질량 이동의 원인이 된다(태양 중심부에서 외곽부로 나가면서 급격한 온도 그래디언트를 보여주기 때문이기도 하다). 이 질량은 태양 북극 방향에서 볼 때 태양의 시계 반대방향 각운동량 일부를 옮겨 각운동량을 재배분한다. 이 ‘실제 자전’ 주기는 적도에서 약 25.6일, 극에서 약 33.5일이다. 그러나 지구가 태양을 돌면서 우리가 태양을 바라보는 위치는 변하기 때문에 적도상에서 우리 눈에 보이는 ‘겉보기 자전’ 주기는 약 28일이다.[19] 이처럼 느린 자전에서 나오는 원심력 효과는 태양 적도상 표면 중력 18분의 1에 지나지 않는다. 행성의 조석 효과는 더 약하여 태양 겉모양에 별다른 영향을 미치지 못한다.[20]
지구
지구는 태양을 365.2564 태양일의 주기로 공전하고 있다. 이 때문에 지구에서 보았을 때 태양이 다른 천체들을 배경으로 하여 하루에 1도씩 서에서 동으로 이동하는 현상을 볼 수 있다.
태양계
태양계의 안쪽인 내행성계는 지구형 행성과 수많은 소행성으로 구성되어 있다[34]. 이들은 대부분 규산염과 금속으로 구성되어 있으며, 태양에 매우 근접해 있다. 안쪽 태양계 전체의 반지름은 목성과 토성 사이의 거리보다도 짧다.
NGTS-1b
이 행성의 특이한 점은 NGT-1b로 명명된 이 행성이 태양의 절반 정도의 질량을 돌고 있다는 것이다. NGT-1b는 986도의 뜨거운 가스로 주로 이뤄져 있다. 또 중심 별인 NGTS-1으로부터 약 4561만km 떨어져 있다. 이는 태양과 지구 간의 거리가 1억 4900억km에 비하면 매우 가까운 것이다.
달
달은 매년 지구로부터 3.8cm씩 멀어져가고 있다.[2]
글리제 710
지구에서는 약 63광년 떨어져 있다. 히파르코스 관측에 따른 글리제 710의 고유 운동, 거리 그리고 시선 속도 등을 고려했을 때, 이 별은 약 140만 년 내에 지구에 1.1광년까지 접근할 것으로 보인다. 이 정도 거리에서 글리제 710의 밝기는 안타레스와 비슷한 수준인 1등성 정도로 밝게 보인다.
태양계
금성(태양에서의 거리 0.7AU)은 지구 질량 81.5퍼센트 크기의 천체로, 가장 바깥쪽에 대기가 있고, 내부적 지질 활동의 증거가 발견되며, 규산염의 맨틀 속에 철질의 핵이 있는 등 외관상 지구와 비슷한 행성이다. 그러나 금성은 지구보다 훨씬 건조하며, 대기의 밀도는 지구의 90배나 된다. 금성에는 자연 위성이 없다. 금성은 태양계 행성 중 가장 뜨거운데, 표면 온도는 섭씨 400도 이상으로, 이처럼 고온이 된 주요 원인은 대기 중 온실 가스 때문이다[39]. 금성의 표면 온도에 플라스틱 안전모를 잠깐 노출시키면 바로 녹아 액체가 되어 버린다[40]. 금성 표면에서 현재도 지질학적 활동이 계속되고 있다는 결정적 증거는 없으나, 대기가 쓸려 나가는 것을 막아 주는 자기장이 없다는 점을 고려하면, 금성의 대기는 화산 폭발로 분출되는 가스를 규칙적으로 공급받는 것으로 보인다[41]. 일반적으로 알려진 금성 사진(회전하는 갈색 구름 사진)은 자외선으로 찍은 다음 가시광선 스펙트럼으로 전환한 것으로, 금성을 그냥 가시광선으로 보면 완전히 노란 황산 구름밖에 보이지 않는다[42].
평평한 지구
하지만 지구가 평평하다는 개념을 지지하는 사람들도 남아 있었다. 6세기 경 쯤에는 코스모스 인디코플라우스테스가 기독교 지형학을 출간함으로써 지구구체설은 이교도 주장으로 치부되었다. 근대에 들어와서는 영국의 발명가 사뮤엘 로버텀(Samuel Rowbotham)(1816-1884)이 평평하다는 것을 지지하는 가설을 제기하기 시작했다. 그는 성경 몇 구절들을 해석했으며, 지구는 구가 아니다라는 16쪽짜리 팜플릿을 발행했다. 지구가 평평하다고 가정하는 천문학인 로버텀의 체계에 의하면, 지구의 중심은 북극이고 남쪽의 테두리는 남극의 얼음벽으로 이루어져있다. 해와 달은 지구로 부터 3000마일(4800km)이 떨어져있고 우주에서 3100마일(5000km) 떨어져 있는 평평한 원판이다. 로버텀의 가설은 과학자들과 대중의 논쟁들을 끌어들임으로써 주의를 끌게됐다. 저명한 동물학자 알프레드 러셀 월리스(Alfred Russel Wallace)가 참여, 베드포드 레벨 실험(Bedford Level experiment)에 관여했다. 
에드먼드 핼리
금성의 태양면 통과 현상은 매우 드물게 일어나지만 예측가능했다. 핼리가 금성의 태양면 통과를 예측한 방법은 삼각측량과 시차 기법이었다. 핼리는 이 두 가지 방법을 이용해 태양까지의 거리를 측정하였고 이를 통해 금성의 태양면 통과 날짜를 예측할 수 있었다. 핼리가 예측한 금성의 태양면 통과 연도는 1761년과 1769년이였다.[4] 그 시기가 되면 그는 분명 살아 있지 않을 것이었지만 핼리는 금성의 태양면 통과를 관측하는 방법과 계산을 하는 과정을 아주 자세하게 설명해 Philosophical Transaction에 출판했다. 1761년의 통과를 관측하기로 한 조세프 들릴은 1724년에 런던으로 왔고 그 주제에 대해 핼리와 의논했다. 그리고 들릴은 영국 천문학자들에게 관측소를 세우도록 하였고 핼리가 제안한 방법을 약간 변경하여 총 63개의 관측소에서 관측을 하였다. 1769년 통과에서도 63개의 관측소에서 관측한 자료가 보내져 태양으로부터 지구까지의 거리로 950만 마일이라는 값이 구해졌다. 후에 930만 마일로 고쳐졌다. 이것은 현재의 값인 928만 7천 마일과 비교했을 때 매우 훌륭한 결과였던 것으로 보인다.[2]
태양계
우리 태양계 대부분의 영역은 아직 미지의 세계이다. 태양의 중력장은 약 2광년(12만 5천 천문단위) 범위에 걸쳐 근처의 별들의 중력장을 압도한다. 반대로 오르트 구름의 반지름을 낮게 잡는 학설에 따르면, 태양계의 범위는 5만 천문단위를 넘지 않는다[85]. 세드나 같은 천체의 발견에도 불구하고 카이퍼 대와 오르트 구름 사이에 펼쳐진 수천 ~ 수만 천문단위의 광활한 영역은 아직도 전혀 알려져 있지 않다. 외부 영역 외에도, 그동안 자세히 알려지지 않았던 태양과 수성 사이 공간에 대한 연구가 현재 진행 중이다[86]. 이렇게 알려지지 않은 지대에서 새로운 천체가 발견될 가능성이 있다.
1577년 대혜성
그러나 튀코는 혜성이 지구 대기로부터 얼마나 멀리 떨어져 있는지를 정확히 구하는 데에는 실패했다. 그러나 그는 적어도 혜성이 달 궤도보다 먼 곳을 지나간다는 것을 성공적으로 증명했으며 그 거리는 대략 지구~달 간격의 세 배 정도임을 밝혀냈다. 이 거리는 튀코가 벤 섬의 자신의 관측소에서 관측한 자료와 다른 익명의 천문학자가 프라하에서 측정한 자료를 비교하여 얻은 것이다. 혜성이 밤하늘에서 거의 움직이지 않는 동안 달은 상대적으로 많은 거리를 이동했는데, 여기서 튀코는 달의 움직임에 대해 신중한 고찰을 하게 되었고 혜성이 달보다 훨씬 더 먼 곳에 있다는 결론을 내리게 되었다.
보이저 1호
2018년 5월 7일 기준으로 보이저 1호는 태양권덮개 (헬리오시스)를 벗어나 성간 공간에 진입한 상태이며, 태양으로 부터 약 341.93억 km에 있으며, 142.03 AU에 있다.
태양계
명왕성(태양에서의 평균 거리 39AU)은 왜행성이며, 카이퍼 대 안에서 가장 거대한 천체로 알려져 있다. 1930년 발견되었을 때는 9번째 행성으로 간주되었으나, 2006년 새로운 행성의 정의가 발표된 뒤 자격 요건을 만족하지 못해 행성에서 탈락했다. 명왕성의 궤도는 다른 행성에 비해 이심률이 크며, 황도면에 대해 17도 기울어져 있다. 태양으로부터의 평균 거리는 39 천문단위이나, 가까울 때는 29.7, 멀어질 때는 49.5 천문단위로 그 격차가 크다. 명왕성의 가장 거대한 위성 카론이 앞으로도 그 자체만으로 왜행성으로 분류될 수 있을지는 확실하지 않다. 명왕성과 카론의 질량 중심은 어느 한쪽의 내부에 있는 것이 아닌, 두 천체 중간의 우주 공간에 형성되어 있어 종과 주인의 관계라기보다는 차라리 쌍성계와 비슷하다. 이들보다 훨씬 더 작은 닉스와 히드라는 명왕성-카론을 돌고 있다. 명왕성은 공명 해왕성 바깥 천체 궤도에 놓여 있으며, 해왕성과 3:2의 궤도 공명을 보인다. 이는 해왕성이 태양을 3번 돌 때 명왕성은 2번 돈다는 뜻이다. 이 궤도 공명비를 보이는 카이퍼 대 천체를 플루토이드로 부른다[70].
조석
해양에서 조석을 일으키는 주요 천체는 달과 태양이며, 실제 조석을 일으키는 힘의 크기는 지구 중심으로부터 조석을 일으키는 각 천체(달과 태양)의 중심 간의 거리의 3승에 반비례한다. 따라서 기조력(조석을 일으키는 힘)에서는 거리가 매우 중요한 요소이다. 태양의 질량은 달의 질량의 2,700만 배이나 지구로부터의 거리는 달에 비해 387배 더 멀리 떨어져 있다. 따라서 태양의 기조력은 달의 기조력의 46%에 지나지 않는다.
목성
목성은 태양과의 무게중심이 태양의 체적 바깥에 위치한 유일한 행성으로, 그 무게중심은 태양 표면으로부터 태양 반지름의 7% 밖에 위치한다.[60] 목성과 태양 사이의 평균 거리는 7억 7,800만 km(지구와 태양 사이의 평균 거리의 5.2배, 즉 5.2 AU)이며 11.86년마다 한 번씩 공전을 완주한다. 이 주기는 토성의 공전주기의 2/5배로, 즉 태양계에서 가장 큰 두 행성은 5:2 궤도공명을 이루고 있다.[61] 목성의 타원궤도는 지구에 대해 1.31˚ 기울어져 있다. 0.048의 궤도이심률 때문에 태양에 대한 목성의 거리는 가장 가까운 지점(근일점)에서부터 가장 먼 지점(원일점)까지 약 7,500만 킬로미터 차이난다.
센타우루스자리 알파 Bb
센타우루스자리 알파 A와 B는 가장 가까이 접근할 때 8.5AU까지 다가서는데 이 거리는 대략 태양~토성 거리보다 약간 가까운 정도이다. 최근접 거리를 고려할 때 이 행성의 궤도는 짝별 A의 중력으로부터 자유롭다. 두 별이 가장 가까워졌을 때 센타우루스자리 Bb의 하늘에 보이는 A는 -22.5의 밝기로 빛날 것이며 이는 우리가 지구에서 바라보는 태양 밝기의 약 1% 수준이다. 반대로 짝별이 가장 멀어졌을 때는 A는 -20.1 등급까지 어두워진다. Bb의 밤하늘에서 바라본 우리 태양은 겉보기 등급 +0.47로 빛날 것이며 지구에서 바라본 프로키온보다 약간 어둡게 보일 것이다. 만약 우리가 이 행성의 낮의 지역에 서서 하늘을 바라보면 어머니 별 B는 하늘의 한 곳에 정지되어 움직이지 않고 태양 시지름의 22배로 보일 것이며 지구에서 본 태양보다 312.5배 밝게 빛날 것이다(겉보기 등급 -33.1).
외기권
외기권의 위쪽으로의 경계는 고도로부터 이론적으로 정의되고, 태양복사압의 영향은 지구의 중력적 당김에 의해 수소원자의 속도를 초과한다. 지구 코로나로서 우주로부터 관찰할 수 있는 외기권은 지구의 표면으로부터 최소 60,000마일까지 확장되는 것으로 여겨진다. 외기권은 지구의 대기와 행성간 공간 사이의 유동적인 영역이다. 외기권의 위쪽으로의 경계는 때때로 10,000km으로 추정된다.
2M1207b
초기 측광학적 값으로는 지구로부터 2M1207b까지 거리가 70파섹이었다. 2005년 12월 미국 천문학자 에릭 매머제크는 운동성단법을 이용, b까지의 거리를 보다 정확하게 쟀는데 그 값은 53 ± 6 파섹이었다. 최근 삼각 시차법을 사용하여 이 행성계까지의 거리를 잰 결과 53 ± 1 파섹 또는 172 ± 3 광년이 나왔는데, 이 값은 에릭 매머제크의 연구 결과를 더욱 보강해 주는 것이었다.
데네브
데네브가 지구에서 정확히 어느 정도 떨어져 있는지는 확실하지 않다. 다만 분광형, 대기모형, 항성진화모형, 고니자리 OB7 성협 구성원 여부, 각지름값 등을 고려했을 때 현재 가장 유력한 거리값은 약 2,600광년이다. 시차값이 정확하지 않기 때문에 2100광년에서 7400광년까지 실제 거리는 바뀔 수 있다. 데네브는 일등성 별들 중 지구에서 가장 멀리 있기도 하다.
에리다누스자리 엡실론
엡실론별에서 나오는 항성 플럭스가 태양 상수(지구가 태양으로부터 받는 에너지의 양)와 일치하는 지역은 별로부터 약 0.61 천문단위 거리이다. 이로부터 엡실론 주위 지구 비슷한 환경이 조성될 수 있는 범위를 계산하면 0.5 ~ 1 천문단위 범위이다. 엡실론은 약 200억 년 후 순수 광도가 올라가면서 거주가능 영역이 0.6~1.4 천문단위로 별로부터 멀어질 것이다.
고래자리 타우
타우 주위의 먼지 원반은 스펙트럼의 원적외선 부분에서 방출되는 복사열을 측정하여 밝혀냈다. 원반은 중심 별로부터 동심원 모양으로 반지름 55 천문단위 거리에 형성되어 있다. 원반 내 따뜻한 부분에 적외선 복사가 관측되지 않음을 통해 원반의 안쪽 경계는 별로부터 10천문단위 정도임을 알 수 있다. 이에 비해 태양계의 카이퍼 대는 30 ~ 50 천문단위 영역에 펼쳐져 있다. 먼지 원반이 오랜 시간 유지되려면 좀 더 큰 천체들이 지속적으로 충돌하여 새로운 파편들이 공급되어야 할 것이다. 원반 덩어리는 35 ~ 50 천문단위 거리에서 타우별을 돌고 있는데 이는 타우 행성계의 생물권 훨씬 바깥 영역이다. 이 거리는 우리 태양계의 카이퍼 대가 놓여 있는 거리와 거의 비슷한 수준이다.
태양
태양은 지구와 가장 가까운 항성이고, 과학자들이 심층적으로 연구하였지만, 태양에 대한 의문점은 남아 있다. 근래에는 태양 흑점의 규칙적인 활동주기, 코로나의 물리와 기원, 태양풍의 기원 등이 화제가 되었다.
아다라
아다라는 쌍성이며 지구에서 430광년 떨어져 있다. 주성의 겉보기 등급은 +1.5이며 분광형은 B2, 표면 온도는 25,000K, 절대복사광도는 태양의 20,000배에 이른다. 만약 이 별이 시리우스 거리(약 8광년)에 있다면, 지구에서 볼 때 금성의 15배로 밝게 빛날 것이다. 이 별은 자외선 영역만을 고려하면 밤하늘에서 아주 밝은 별들 중 하나이다.
행성
최근 천체 90377 세드나가 태양으로부터 90AU 거리(태양과 명왕성 거리의 약 3배)에서 태양을 공전하고 있음이 확인되었다. 이누이트 신화에 나오는 바다의 여신 이름을 딴 세드나는 직경 1180~2360킬로미터인 천체다. 몇몇 언론은 이미 세드나를 열째 행성으로 보도했지만, 천문학자들이 일반적으로 인정하는 사실은 아니다. 명왕성과 비슷한 질량과 궤도를 가진 90482 오르쿠스도 행성으로 인정될 가능성이 있고, 다른 후보로는 50000 콰오아나 20000 바루나 등이 언급되곤 한다. 그 후 에리스가 발견되어 명왕성보다 더큰것으로 확인되어 행성으로 인정될뻔하다가 2006년 IAU총회에서 정해진 행성의 정의에 따라 왜행성이 되었다. 하지만 IAU가 세드나는 왜행성으로 아직 공식적으로 인정하지 않는등 문제가 있으며 2009년 총회에서 다시 기준이 바뀔수도 있다.
슈퍼문
달이 근지점에 있지만, 그때의 달과 지구 사이의 거리가 357,000km 정도가 아니어도, 360,000km 가 넘어도, 달이 지평선 (또는 수평선) 가까이에 있을 때는, 커 보인다. 하지만, 이때의 달은 슈퍼문이 아니다.
해왕성
해왕성의 궤도경사각은 지구에 대해 1.77도 기울어져 있다. 해왕성의 궤도 이심률은 0.011로, 태양에서 가장 가까울 때와 멀어질 때의 거리 차이는 1억 1백만 킬로미터로 거의 원에 가깝다.
마페이 1
1993년 게라드 루피노와 존 톤리는 표면밝기 요동을 이용하여 마페이 1까지의 거리를 4.15 ± 0.5 Mpc 정도로 측정하였다. 2001년 말에, 팀 데이비지와 시드니 반 덴 버그는 조율된 광학기구(adaptive optics)를 통해 마페이 1에 있는 가장 밝은 점근거성가지 별을 관측하여 태양으로부터 은하까지의 거리가 4.4+0.6-0.5 Mpc에 있음을 결론내렸다. 마페이 1까지의 거리에 대한 최신의 측정은 개선된 타원은하의 광도/속도분산 관계와 갱신된 성간소광량에 근거하여 2.85 ± 0.36 Mpc이다.
보이저 2호
2018년 11월 2일 기준으로 보이저 2호는 태양권덮개 (헬리오시스)에 있으며, 성간가스의 압력에 의해 태양풍이 있는 태양권 (힐리어스피어)의 가장 바깥자리에서 천천히 움직이고 있다. 태양으로부터 119 AU, 178억 km에 위치한다. 빛의 속도로 16.48 시간이 소요된다. 이는 인류가 만든 물체 중 지구로부터 두 번째 멀리 떨어져 있는 것이다.
글리제 581 b
항성으로부터의 거리는 0.041 천문단위(600만 킬로미터)에 불과하여 한 번 도는 데 5.4일밖에 걸리지 않는다. 반면 태양에서 제일 가까운 수성은 이보다 9.5배나 더 멀리 떨어져 있으며(0.387 천문단위, 5,800만 킬로미터) 88일 걸려 태양을 한 바퀴 돈다.
태양 상수
대기권 최상부에서 지구에 직접 닿는 태양 복사 조도는, 지구의 공전에 따른 지구와 태양 간의 거리 변화에 따라 1년에 약 6.9% 정도로 계속해서 변동하며(1월 초에는 약 1.412 kW/m², 7월 초에는 약 1.321 kW/m²), 하루로 계산하면 0.1% 미만으로 변동한다. 따라서, 지구 전체(단면적 127,400,000 km²)에 대한 일률은 1.730×10 W (또는 173,000 테라와트)이고, 변화 범위는 ±3.5%(1년 당 변동 범위인 6.9%의 절반)이다. 태양 상수는 긴 시간 동안에는 상수로 존재하지 않지만(태양 주기 참조), 1년 단위에서는 태양 상수의 변화량이 대기권 최상부에서 측정되는 태양 복사 조도의 변동값보다 적은데, 이는 태양 상수는 1 천문단위라는 고정된 거리에서 측정되지만, 태양 복사 조도는 지구와 태양 사이의 거리, 즉 지구의 이심률에 영향을 받기 때문이다.
물
우리가 알고 있듯이 액체와 기체, 고체로서의 물은 지구 위에 사는 생물의 생존에 필수적이다. 지구는 태양계의 생명체 거주가능 영역에 위치하여 있다. 태양으로부터 살짝 더 가까이 있거나 살짝 더 멀리 있었더라면 (약 5%, 곧 800만 킬로미터 정도) 기체, 고체, 액체라는 세 가지 형태가 동시에 존재할 가능성이 훨씬 적다.[16][17]
달
달(moon)은 지구의 유일한 영구적 자연위성으로, 태양계내의 위성 중 5번째로 크다. 행성의 크기와 연관하여 자연위성 중 가장 크다. 지구 중심으로부터 달 중심까지의 거리는 평균 38만 4400킬로미터로, 지구 지름의 30배이며,[1] 지구에서 태양까지 거리의 400분의 1이다. 달의 지름은 지구의 약 4분의 1, 태양의 약 400분의 1인 3500 km이다. 달의 부피는 지구의 약 1/50 정도이며, 표면에서의 중력은 지구의 약 17%이다. 달은 지구를 약 27.3일에 일주하며(공전 주기), 지구-달-태양의 위치 변화는 29.5일을 주기로 달라지는 달의 상을 만든다(삭망 주기).
사르가스
사르가스는 분광형 F1II의 황색 거성으로 밝기는 태양의 960배, 반지름은 태양의 20배, 질량은 태양의 3.7배, 표면 온도는 7200켈빈에 이른다. 지구에서의 거리는 약 272광년이다.
태양계
태양계가 끝나고 성간 공간이 시작되는 경계선이 어디인지는 명확하게 정의되지 않았는데, 그 이유는 태양계의 경계면을 두 가지 다른 힘인 태양풍과 태양 중력이 형성하고 있기 때문이다. 태양풍의 영향이 미치는 곳은 대략 태양-명왕성 간 거리의 네 배 되는 곳으로, 이 태양권 계면을 성간매질이 시작되는 곳으로 추측하고 있다[28]. 그러나 태양의 힐 구(태양의 중력이 미치는 범위)는 이보다 천 배는 더 먼 곳까지 이르는 것으로 여겨진다.
태양계
세레스(태양에서의 거리 2.77AU)는 소행성대에서 가장 거대한 천체로, 왜행성으로 취급된다. 직경은 거의 1000km에 달해, 자체 중력만으로 형태를 구형으로 충분히 유지할 수 있다. 세레스는 19세기에 발견될 당시 ‘행성’으로 여겨지기도 했지만, 1850년대 들어 다른 소행성이 발견되면서 ‘소행성’으로 재분류되었다[55]. 그 뒤 2006년에는 ‘왜행성’으로 재분류되었다.
에라토스테네스
시에네와 알렉산드리아의 거리는 5000 스타디아(미터법으로 925킬로미터)이며, 비율까지 계산하여 지구의 둘레는 250000 스타디아 차이(46,250킬로미터)라고 구했다. 그러나 당시 스타디아의 길이가 엄밀하게 정해져 있던 것도 아니고, 측정 자체도 걸음수를 이용한 대략적인 것으로, 그가 실제로 어느 정도의 정확도로 지구의 둘레를 구한 것인지를 말하는 것은 별 의미가 없다. 문헌에 따라서 종종 스타디아와 미터의 변환시에 자의적인 수치를 이용하여, 매우 정확히 측정한 것처럼 언급되는 경우도 있다.
태양 상수
태양에서 보이는 지구의 시직경은 약 1/11,700 라디안 (18 각초)이고, 이는 태양에서 보이는 지구의 입체각이 약 1/175,000,000 스테라디안임을 말한다. 따라서, 태양은 지구에 도달하는 복사열보다 약 220억 배 더 많은 열(3.86×10 W)을 방출하고 있으며, 이는 보통 태양 광도라고 부른다.
태양계
태양은 태양계의 중심에서 태양계 천체를 중력적으로 지배하며, 인류가 그 표면을 관찰할 수 있을 정도로 가까이 놓여 있는 유일한 항성이다[19]. 그 질량은 태양계 구성 물질의 거의 전부를 차지한다. 막대한 질량(지구질량의 33만 2,900배)[20] 때문에 태양 내부는 핵융합이 일어나기에 충분한 밀도가 유지될 수 있으며, 융합 반응을 통해 막대한 양의 에너지가 전자기 복사 형태로 우주 공간으로 방출된다. 전자기 복사 중 400~700 나노미터 띠 부분이 우리가 가시광선으로 부르는 영역이고, 인간의 눈으로 볼 수 있는 부분이다[21].
태양 및 태양권 관측위성
소호 위성은 현재 에이스 위성과 더불어 지구-태양 사이의 L1 라그랑주점 근처에 있는 두 위성중의 하나이다. L1은 지구와 태양의 중력의 차이가, 위성이 지구의 공전 주기와 동일하게 태양을 선회하는 궤도를 유지하기 위한 구심력과 평형을 이루는 지점이다. 이는 태양으로부터 0.99 AU정도, 즉 지구로부터 0.01 AU의 지점이며, 지구로부터 약 150만 km 정도 떨어진 지점이다. 이 지점에서는 태양으로부터의 중력이, 지구에서의 태양의 중력(5.9 mm/s²)에 비해 2%정도(118 µm/s²) 높으며, 필요한 구심력의 감소치는 이 값의 반(59 µm/s²)이다. 이 두 효과의 합은 지구로부터의 중력(177 µm/s²)과 평형을 이룬다.
글리제 876
글리제 876은 태양계에서 매우 가까운 곳에 있다. 히파르코스 위성의 측정 천문학적 관측 기구 조사에 따르면 이 별의 시차는 212.59밀리초각으로 여기서 추산된 거리는 4.70파섹(15.3광년)이다. 가까이 있음에도 이 별 자체는 어둡기 때문에 인간의 눈으로 볼 수는 없으며 망원경을 이용해야 관측할 수 있다.
센타우루스자리 프록시마
히파르코스 위성으로 관측한 프록시마의 시차는 772.3 ± 2.4 밀리초각이다. 허블 우주 망원경이 파인 가이던스 감지기(Fine Guidance Sensors)로 측정한 값은 더 정확하여 768.7 ± 0.3 밀리초각이다. 프록시마는 지구에서 4.2광년 떨어져 있는데 이는 지구에서 태양까지 거리의 27만 배에 이르는 값이다. 프록시마에서 가장 가까운 항성은 센타우루스자리 알파 A, B로 0.21광년 떨어져 있다. 두 번째는 우리 태양이며, 세 번째는 바너드 별로 6.6광년 떨어져 있다. 지구에서 바라볼 때 프록시마는 센타우루스자리 알파별에서 2.2도 떨어져 있으며 이는 달 직경의 네 배이다.
아프리카
대륙 최북단 튀니지의 라스 벤 사카(37°21′ N)에서 대륙 최남단 남아프리카 공화국의 아굴라스 곶( 34°51′15″ S)까지 거리가 약 8,000 킬로미터에 이른다.[11] 또 대륙 최서단 베르데 곶(17°33′22″ W)부터 대륙 최동단 소말리아 라스 하푼(51°27′52″ E)까지 거리는 약 7,400km이다.[12] 해안선은 26,000km로 굴곡이 매우 적은데, 면적이 아프리카의 1/3 정도인 10,400,000km²밖에 되지 않는 유럽은 해안선이 32,000km에 이른다.[12]
천문단위
천문단위는 단지 길이의 단위일 뿐만 아니라 천문학에서 중요한 상수이다.
태양계내의 행성이나 혜성 등의 천체 사이의 거리는 천문단위를 이용함으로써, 취급하기 쉬운 크기의 값으로 나타낼 수 있다. 예를 들어, 화성이 지구에 가장 가까이 접근할 ​​때, 화성과 지구사이의 거리는 0.37AU정도 이고, 태양에서 토성까지는 약 9.5AU, 가장 먼 행성 해왕성까지는 약 30AU가 된다. 30AU부터 100AU까지에는 명왕성을 비롯한 태양계 외부 천체가 분포하고 있다.
태양계의 경계이며 혜성의 고향이라고 여겨지는 ‘오르트 구름’은 수만 천문단위에 퍼지고 있다고 여겨지며, 천문단위가 사용되는 한계이다. 항성사이의 거리를 나타내는 단위로는 파섹(pc)과 광년(빛이 1년 동안 움직이는 거리)이 사용된다. 태양계에서 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리 알파성까지의 거리는 4.2 광년이며, 천문단위로 나타내면 약 270000AU가 된다.
유인화성탐사
지구에서 화성까지의 거리는 궤도상의 천체 배열에 따라 5460만km에서 4억km까지 달라질 수 있다. 유인우주선이 화성에 도착하는데 보통 9개월 정도 걸린다고 알려져 있다. 따라서 화성탐사선은 지구와 화성이 나란히 배열되는, 하늘의 창()이 열리는 시기에 발사된다. 미국 NASA는 지구에서 화성까지 39일만에 도착하는, 마하 164(초속 56km) 속도의 바시미르 엔진을 1977년 부터 개발중이다.
에드먼드 핼리
섬네일|오른쪽|금성의 태양면 통과 핼리는 태양까지의 거리를 측정하는데 있어 주목할 만한 발견을 하였다. 행성계의 크기나 별들까지의 거리가 정확한 값으로 결정되기 위해서는 지구에서부터 태양까지의 거리를 정확하게 아는 것이 필요했다. 핼리는 1663년 제임스 그레고리에 의해서 처음 고안된 생각으로 태양을 가로지르는 수성의 통과를 관측하였다. 수성이 태양을 가로지르기 위해 들어가는 순간과 나오는 순간의 시간을 기록하고 다른 위도에 있는 관측소에서의 결과를 비교한 후 수성이 간 거리가 구해졌다. 그 뒤 요하네스 케플러의 제 3법칙 조화의 법칙을 이용하여 지구로부터 태양까지의 거리가 구해질 수 있었다. 핼리는 곧 금성의 태양면 통과를 관측하면 더욱 정확한 결과를 얻을 수 있음을 알아냈다. 금성은 수성보다 지구에서 2배로 가까운 곳에 위치해 있었기 때문에 태양면을 통과하는데 걸리는 시간 측정에서 비롯된 오차를 줄일 수 있을 것이라 생각했다.
우리은하
태양은 우리은하 내 수천 억개의 별들 중에서 극히 평범한 항성으로 과거 약 46억 년전에 3세대 초신성의 폭발에 따른 가스의 응축력에 의해 산개성단 내에서 많은 형제 별들과 함께 생성된 것으로 추정되고 있다. 태양은 우리은하 나선 팔의 파동운동 영향으로 초기의 탄생 위치에서 멀리 이동했을 것으로 추측되며, 현재 은하 중심에서 태양까지의 거리는 약 26,500 ± 1,400 광년으로 수평 방향으로는 전체 은하 디스크의 중간 위치에 자리하고 있으며, 수직 방향으로는 은하 기준평면(은위 0도)으로부터 약 60~70광년 정도 위에 위치하고 있다.[15][16][17][18] 태양은 페르세우스자리 팔 안 쪽으로 6,500광년 떨어진 오리온자리 팔(페르세우스자리 팔에서 갈라져 나온 부수적인 팔)의 은하 중심 방향으로 가장자리에 위치해 있으며 [19] , 과거부터 오리온팔과 나선 팔 공간 사이를 주기적으로 왕복하고 있다. 태양은 최근 몇 백만 년 전에 현재의 "Local Bubble"(성간가스의 밀도가 다른 지역에 비해 희박한 지역으로 위로는 나선 팔을 넘어 헤일로까지 뻗어 있는 길다란 굴뚝 모양의 거품 구조 공간)이라는 과거의 쌍둥이자리 초신성 폭발 잔해 영역으로 진입하였으며, 현재 "Local Bubble"의 경계면에서 근처의 전갈-센타우루스 자리 OB성협(산개성단보다 느슨하게 모인 별의 집단)의 젊은 별들이 뿜어내는 강한 항성풍을 뚫고 나선 팔을 따라 공전하고 있다. 태양계의 경우 은하계를 공전하는 데에 2억 2600만년이 걸리며, 태양계의 나이로 봤을 때 지금까지 25번 공전했다. 태양은 은하 내에서 헤라클레스자리 근처의 거문고자리 1등성인 직녀성을 향해 초속 220km, 은하 중심으로부터 60도의 각도로 비스듬히 공전 중이며, 또한 한번 공전할 때마다 평균 2.7회 정도 주기적으로 은하 원반 내에서 상하운동을 하고 있다. 이는 1 AU를 8일만에, 1광년을 1400년 만에 갈 수 있는 속도이다. 별들의 공전속도는 중심과 떨어진 거리와 상관없이 초속 200~250km로 일정하다 . 그렇기 때문에 공전주기는 은하의 중심에서 떨어진 거리에 거의 비례한다.
폴라리스
현대 여러 논문들은 히파르코스 측성위성이 보낸 자료를 기반으로 폴라리스까지의 거리를 약 434 광년(133 파섹)으로 계산하고 있다. 이보다 오래 된 논문에서는 좀 더 먼 것으로 추정했다. 다만 최근 논문들의 연구결과에 따르면 고해상도 스펙트럼 분석 결과 이 별과 우리 사이 거리는 히파르코스 자료보다 거의 100 광년 더 가까워졌다.(323 광년/99 파섹) 폴라리스는 지구에서 가장 가까운 세페이드 변광성이므로 이 별의 물리적 매개변수는 우주 거리 사다리를 정확히 측정하는 여부를 결정하기 때문에 매우 중요하다.
태양년
태양년(太陽年, tropical year)또는 회귀년은 봄부터 이듬해 봄까지의 평균으로, 지구상에서 계절이 반복되는 주기이다.
태양이 춘분점을 나온 뒤 황도상을 진행하여 다시 춘분점으로 돌아올 때까지의 시간으로 측정하며, 약 365.24219878일이다. 이 값은 세차운동에 따른 춘분점의 이동으로 인하여 100년에 약 0.5초씩 짧아지고 있다.
길이
지구에서 가까운 행성들의 경우는 레이저를 사용해 거리를 알 수 있다. 레이저를 쏘아서 행성 표면에 반사시켜 지구로 다시 돌아오는데 걸리는 시간을 측정해 거리를 계산한다.
니콜라우스 코페르니쿠스
현재 기록이 남아 있는 아리스타르코스(Aristarchos, 310?~230B.C.)의 유일한 저서는 『태양 및 달의 크기와 거리에 대해서』이다. 그는 별이 당시 사람들이 생각하던 것보다 훨씬 더 멀리 있다고 주장했으며, 한 별이 다른 별 주위를 도는 것과 같은 특정한 움직임을 보이지 않는다고 하였다. 이는 별이 너무 멀리 있어서 육안으로는 관찰하기가 힘들고 망원경을 통해서만 증명이 가능했다. 따라서 대중 사이에 쉽게 받아들여지지 않았다.
아리스타르코스는 삼각법을 이용하여 지구와 태양 사이의 거리가 지구와 달 사이의 거리의 18~20배라고 하였다. (실제로는 약 400배이다.) 또 그는 에라토스테네스가 사용한 방법을 사용하여 지구의 둘레를 측정하고 달과 태양에 대해서도 탐구하여 태양의 겉넓이와 부피를 알아내기도 하였다.
지구
지구는 약 46억년 전에 형성되었으며, 태양계가 형성되던 시점과 때를 같이한다. 원시 태양계 원반의 태양 가까운 부분에서는 갓 방출되기 시작한 태양의 복사에너지에 의해 휘발성 성분이 제거되면서 규소를 주성분으로 하는 암석 종류와 철, 니켈 등의 금속성분이 남게 된다. 이들은 원시 태양 주위를 공전하면서 합쳐서 그 크기를 불리게 되는데, 어느 정도 몸집과 중력을 가진 것들을 미행성이라고 부른다. 미행성들은 보다 작은 소행성이나 성간 물질을 유인하여 성장하였다. 미행성의 크기가 커지면 성장속도는 가속된다. 크기가 작은 소행성들이 충돌하게 되면 충돌의 충격으로 조각들이 흩어지게 되나, 크기가 큰 것들이 충돌하게 되면 중력이 강하기 때문에 탈출하는 조각들을 회수할 수 있기 때문이다. 이때 생긴 미행성들 중에서 현재까지 남아 있는 것은 5개이다.
티가든의 별
티가든의 시차는 0.43±0.13초각으로 여기서 측정한 지구에서 티가든까지의 거리는 7.5광년이다. 이 자료에 따르면 티가든의 별은 센타우루스자리 프록시마, 센타우루스자리 알파, 바나드별에 이어 네 번째로 지구에서 가까운 항성이다. 그러나 매우 어두운 밝기와 분명하지 않은 시차 자료 때문에 이 거리가 확정된 것은 아니다. 최근의 관측 결과에 따르면 실제 거리는 12.5~12.6광년이라고도 한다.
에리스 (왜행성)
태양에서 에리스까지의 거리를 a 형식으로 표현하면(km 기준) 102 km 정도 된다.
태양계
많은 태양계 모형에서는 행성 간의 거리가 너무 멀기 때문에, 그 거리를 왜곡하여 행성간의 거리를 거의 같게 해 놓은 것을 볼 수 있다. 하지만 현실은 몇몇 예외를 빼면, 태양에서 더 먼 행성이나 대(帶)일수록 안쪽의 궤도와의 간격이 더 넓다. 예를 들어, 금성은 수성보다 대략 0.33천문단위(AU)[주 2] 더 바깥에 있지만, 토성은 목성보다 4.3AU 바깥에 있고, 해왕성은 천왕성보다 10.5AU 바깥에 있다. 궤도 간 거리의 상호 관계의 규칙을 명확히 하려는 시도가 있었지만(티티우스-보데의 법칙 참조)[8], 아직까지 인정된 이론은 없다.
극락조자리 델타
히파르코스 자료에는 지구에서 극락조자리 델타1까지의 거리가 약 760광년으로 나와 있으며 델타2와 지구 사이 거리는 610광년 정도이다. 두 별은 고유 운동을 공유한다.
포세이도니오스
천문학 분야에서는 쿠레오메데스 의 저서에 포세이도니오스의 저작이 인용되어 전해지고 있다. 포세이도니오스는 태양이 생명의 근원이라는 이론을 전개했다. 태양의 거리와 크기를 정하고 태양까지의 거리는 지구 반경의 9893 배로 추정했다. 실제 거리의 절반 이하였지만 아리스타루코스들이 내세운 거리보다 크게 더 가까운 것이었다. 또한 달까지의 거리의 측정도 실시했다.
지리학 분야에서는 에라토스테네스 의 지구 크기의 견적에서 약 100 년 후, 같은 방법을 이용하여 알렉산드리아 - 로도스 섬 사이 위도 차이를 측정하고 7.5 도 라는 결과를 얻었다 (실제로는 5도 14 분 정도). 로도스 섬은 알렉산드리아보다 약간 서쪽에 있는데, 같은 자오선 상에 있다고 간주하여, 배의 속도로 항해 기간에서 가상 자오선 호의 길이를 5,000 스타디아로 가정하여 지구 전체 둘레로 240,000 스타디아를 얻었다.
태양계
우리 은하계는 약 2천억 개의 별이 모여 있으며, 폭이 약 10만 광년인 막대 나선 은하인 우리 은하 내에 자리 잡고 있다.[87] 우리 태양은 오리온 팔로 불리는, 은하 바깥쪽 나선팔 내에 있다.[88] 태양은 은하핵으로부터 25,000 ~ 28,000 광년 거리만큼 떨어진 곳에 놓여 있으며, 초당 220킬로미터 속도로 공전하고 있다. 이 속도에 따르면, 태양이 은하 중심핵을 1회 도는 데에는 2억 2,500만 ~ 2억 5,000만 년이 걸린다. 이처럼 은하 중심을 1회 도는 시간을 ‘태양계의 은하년’이라고 한다.[89] 태양향점(태양이 성간 우주를 거쳐 나아가고 있는 방향)은 허큘리스자리 근처로, 밝은 별 베가의 현재 위치 방향이다.[90]
태양반경
태양의 반지름은 지구의 약 109배에 이른다.
절대등급
태양계의 행성과 소행성의 절대등급 정의에서는 더 많은 개념들이 사용된다. 태양계 천체의 절대등급("H")은 해당 천체의 태양 및 지구와의 거리가 둘 모두 1 AU이고 완벽하게 태양과 충일 때의 이론적 겉보기등급으로 정의된다(현실에서 이 상황은 불가능하다). 태양계 천체들은 태양빛을 반사해서 빛나기 때문에 등급 또한 위상각에 따라 달라지며, 절대등급은 이 위상각이 0도라고 이론적으로 가정했을 때의 등급이다.
태양
태양은 우리 은하 중심을 약 24,000~26,000광년 거리에 두고, 은하계 북극 방향에서 볼 때 시계 방향으로 약 2억 2천 5백만~2억 5천만 년에 1회 돌고 있다. 우리 은하가 우주 배경 복사(CMB)에 대하여 물뱀자리 방향으로 초당 550킬로미터 속도로 움직이고 있기 때문에, 태양의 우주 배경 복사에 대한 종국적 속도는 컵자리 또는 사자자리 방향으로 초당 370킬로미터가 된다[13]. 태양은 현재 우리 은하 오리온 팔의 안쪽 경계 내 국부 거품 영역의 국부 항성간 구름 속을 여행하고 있다. 태양에서 17광년 이내 가까운 별 50개 중 4.2 광년 떨어진 센타우루스자리 프록시마가 제일 가까운 이웃 항성이다) 태양은 네 번째로 무거운 별이다[14].
아령 성운
아령 성운은 지구에서 1,360광년 떨어져 있으며, 겉보기 등급은 7.5등급이다. 시직경은 8분으로 반경이 1.58광년이다. 중심부의 백색왜성은, 반경이 0.055 ± 0.02 태양반경, 질량은 0.56 ± 0.01 태양질량으로 알려진 백색왜성 중 큰 편에 속한다.
천문단위
기원전 3세기, 아리스타쿠스(Aristachus)는 계산과 관찰에 의해 태양은 달의 18~20배 멀리 있다고 결론지었다. 관측 장비의 정확성이 나빠서 값은 실제와는 크게 달랐지만, 기하학적 계산은 맞았다. 이러한 비율만으로는 천체까지의 구체적인 거리를 알 수 없다. 그러나 태양까지의 거리의 단위를 천문단위로 간주한다면, 아리스타쿠스는 달까지의 거리를 처음으로 구한 것이 된다.
17세기, 케플러 또한 관측 데이터와 기하학적 관계를 이용하여 시행착오와 복잡한 계산을 반복하면서 화성의 궤도를 거의 정확하게 재구성했다. 케플러의 노력으로 행성 사이 운동의 상대적 관계를 잘 설명할 수 있었고, 머지않아 뉴턴역학에 의해 역학적 구조도 밝혀졌다. 역학적 구조가 밝혀져 케플러의 운동과 미세한 오차를 알 수 있게 되자, 수세기에 걸쳐 천체 역학에서는 놀라운 발전이 있게 되었다.
이렇게 행성의 움직임은 정밀하게 예측할 수 있게 되었지만, 그 천체가 지구에서 얼마나 떨어져있는지, 태양과 지구가 어느 정도의 질량을 가지는지를 m과 kg같은 우리가 사용하는 단위를 사용하여 정밀하게 알기에는 역시 어려움이 따랐다. 그러나 그 구체적인 값을 정밀하게 알 필요도 없었다. 아리스타르쿠스와 마찬가지로 지상의 단위에 의지하지 않아도 태양계 자체를 기준으로 하면, 즉 미터 대신 천문단위를, 킬로그램 대신에 태양질량을 사용하면 행성의 움직임은 매우 정확히 측정 할 수도, 예측도 가능했다. 예를 들어, 19 세기 전반에 천문학자들이 각도의 1분(1°의 1/60)에 못 미친 천왕성의 위치 예측과의 차이에 골머리를 썩고 있을 때, 행성의 질량과 행성까지 거리가 일상의 단위에서 얼마인지는 무관한 문제라는 것을 알았으며, 천문학자들은 이로 인해 해왕성을 발견 할 수 있었다. 따라서 천문학에 길이 단위로 천문단위처럼 지상과는 다른 단위를 사용하는 것은 자연스러운 일이기도 필연이기도 했다. 여기에 천문단위가 천문학에서 사용되어 온 첫 번째 의의가 있다.
1809년 가우스는 지구의 궤도 장축 반경을 길이단위, 태양질량을 질량단위, 지구의 하루를 시간단위로 하는 단위계를 통해 태양계의 운동을 기술하는 기초 작업을 했다. 이때 도입된 가우스중력상수 k는 이 단위계로 나타낸 만유인력상수의 제곱근이 되면서 하루 지구가 태양을 둘러싼 평균 각도를 라디안 단위로 설정되었다. 이 단위계가 보안된 뒤, 현재 국제천문연맹에 의해 1976년의 천문단위계와 천문단위의 개념에 직접 도입되고 있다. 천문단위계에서는 길이의 천문단위외에 질량과 시간의 천문단위를 정하고있다. 이들은 가우스와 마찬가지로 질량의 천문단위 Ms로 태양질량, 시간의 천문단위 D로 1일, 즉 24×60×60=86,400초를 가리킨다. 그러나 보통은 질량과 시간의 천문단위는 천문단위의 이름으로 부르지 않고, 천문단위의 경우엔 길이의 천문단위를 가리킨다.
알골
알골은 지구에서 92.8광년 떨어져 있으나, 730만 년 전에는 지구에서 불과 9.8광년 거리밖에 떨어져 있지 않았다. 이때 알골은 밤하늘에서 -2.5등급(이는 목성이 가장 밝을 때와 비슷한 값이다)으로 보였을 것이며, 지금 우리가 보는 시리우스보다 훨씬 더 밝았다. 알골 항성계의 총 질량은 태양의 5.8배이기 때문에, 9.8광년은 꽤 먼 거리임에도 불구하고, 이 정도 질량은 태양계의 오르트 구름을 미묘하게 뒤흔들어 혜성들이 궤도를 태양계 쪽으로 바꾸게 만들었을 것으로 보인다. 그러나 이들이 행성들을 폭격할 확률에는 큰 변화가 없었던 것으로 생각된다.
게 성운
지구와의 정확한 거리는 측정한 방법에 따라서 일치하지 않았기 때문에 불분명했다. 2008년, 지구에서 약 6,500 광년 (약 2k 파섹) 떨어져 있는 것으로 총의가 모아졌다. 게 성운은 현재 초속 1,500 km의 속력으로 내부에서 바깥쪽으로 퍼지고 있다. 1973년과 2001년에 찍은 사진을 비교하여 거리가 추정되었다. 1973년에 여러가지 방법을 이용하여 산출된 결과는 6,300 광년이었다. 장축을 따라 측정된 지름은 약 13 광년이다.
데네브
거리와 밝기를 모두 최솟값으로 놓더라도 데네브는 밤하늘에서 밝기 1위에서 30위까지의 항성 중 지구에서 가장 멀리 떨어져 있다.(2위와는 2배 차이가 난다.) 표면온도와 밝기, 매우 작은 각지름(0.002초각밖에 되지 않는다.)에 의하면 데네브의 지름은 태양의 100배에서 200배는 된다. 만약 데네브를 태양 대신 우리 태양계 중앙에 놓는다면 별 표면은 지구 궤도까지 이를 것이다. 따라서 데네브는 발견한 항성들 중 부피로 따질 때 상위 무리에 해당하는 존재이다.
먼지 원반
먼지 원반의 궤도장반경은 평균 거리로, 직접 관측 및 원반 띠의 온도를 통한 관측 두 방법을 모두 이용하여 구한 것이다. 1AU는 지구와 태양 사이의 평균 거리이다.
적도
적도의 전체 원둘레는 약 40,075km에 달한다. 춘분과 추분의 연 2회, 태양이 머리 위에 온다. 적도는 세계 유일의 태양이 천정에서 천저까지 똑바로 지는 장소이다. 그리고 그런 장소는 이론적으로 낮의 길이와 밤의 길이가 모두 연중 12시간이다. 그러나 실제로 대기권이 태양광을 굴절시키기 때문에, 2, 3분 차이가 난다. 매우 엄격하게 말하면, 적도는 이론대로 위치에 제대로 고정되는 것은 아니다. 실제 적도면은 항상 반드시 지구의 자전축에 수직을 이루고 있다. 이 자전축은 "비교적" 안정되어 있다. 극 운동 현상은 자전축이 일년에 걸쳐 반경 약 9m의 원형을 그린다. 그래서 적도 면이나 적도도 적지만 움직인다. 그러나 이 움직임은 섬세한 과학 조사로만 파악할 수 있을 정도의 미세한 움직임이다.