Lors de l'évaluation des tailles comparatives des planètes du système solaire, il est d'usage d'opérer avec un concept tel que unité astronomique. Qu'est-ce que c'est et à quoi est-ce égal ?

Histoire de l'introduction de l'unité astronomique

Grâce aux efforts séculaires des scientifiques (en particulier la mécanique céleste képlérienne), nous avons appris que les planètes, chacune sur sa propre orbite, tournent autour du Soleil. Et les étoiles, qui ressemblent à des étincelles dans le ciel, sont à une telle distance de nous qu'il est même impossible de l'imaginer. En constante expansion après les nouvelles découvertes des scientifiques, l'Univers s'est tellement élargi que personne ne sait même plus quelle est sa taille. L'astronomie, en développement rapide, est devenue l'une des sciences les plus avancées.

Concept d'unité astronomique

Les scientifiques sont arrivés à la conclusion qu'il y a 300 ans, la Terre n'était pas et n'a jamais été le centre de l'Univers. Après de nombreuses observations et vérifications interminables et répétées, les astronomes ont commencé à découvrir les véritables dimensions de notre foyer cosmique : le système solaire. Il s’est avéré qu’ils étaient si énormes que les unités de mesure terrestres ne convenaient clairement pas ici. Les kilomètres jusqu'aux planètes les plus proches étaient indiqués par des nombres comportant de nombreux zéros et personne, à l'exception des scientifiques eux-mêmes, ne savait même comment appeler ces nombres. C'est pourquoi les astronomes ont introduit une unité spéciale pour mesurer les distances entre le Soleil et les planètes et entre les planètes du système solaire. C'est comme ça qu'on l'appelle - unité astronomique(symbole AU) et est égale à la distance moyenne de la Terre au Soleil. Cela représente environ 150 millions de kilomètres (plus précisément 149 597 870,691 km). Dans les calculs astronomiques ordinaires, la valeur arrondie de 149 600 000 km est utilisée..

Pas si peu, si l'on considère que l'équateur terrestre est le chemin le plus long qui puisse être tracé sur notre planète - environ 40 000 kilomètres de long. Et la Lune, satellite de la Terre et corps céleste le plus proche, tourne autour de la Terre à une distance de plus de 380 000 kilomètres.

Pourquoi la distance de la Terre au Soleil est-elle prise comme mesure ? Oui, car le Soleil est le corps central du système solaire et la Terre est le lieu d’observation des observateurs et tourne sur une orbite presque circulaire (elliptique). Pour cette raison, le rayon de cette orbite a été adopté comme unité de mesure.

Ce qui précède est illustré par le diagramme schématique suivant :

Donc, unité astronomique est une mesure des distances aux objets spatiaux, égale au demi-grand axe de l'orbite elliptique de la Terre et, selon les propriétés de l'ellipse, à la distance moyenne de la Terre au Soleil. Cette définition satisfait non seulement les amateurs, mais aussi la plupart des astronomes professionnels.

Exemples de distances en unités astronomiques

Ainsi, une unité astronomique est près de 400 fois supérieure à la distance de la Terre à la Lune. Il est également tout à fait adapté pour mesurer les distances entre planètes. Par exemple, la distance entre la Terre et Mars est en moyenne de 0,3 unité astronomique. Mars est plus éloignée du Soleil que la Terre. Ainsi, il est facile de calculer que la distance du Soleil à Mars est de 1,52 unités astronomiques. Même jusqu'à Jupiter, éloigné du Soleil, il s'agit d'un peu plus de 5 unités astronomiques. La distance entre la Terre et Uranus est d’environ 20 unités astronomiques. Le rayon orbital de Neptune, l'un des objets les plus éloignés du système solaire, est égal à 30 unités astronomiques. Sirius est une étoile double. Les étoiles compagnons Sirius A et Sirius B tournent entre elles à une distance de 20 unités astronomiques.

La lumière parcourt la distance entre la Terre et le Soleil en 500 secondes environ (8 minutes 20 secondes). Il est intéressant de noter que cette distance a tendance à augmenter lentement, à un rythme d’environ 15 mètres tous les 100 ans. Cela peut être dû à la perte de masse solaire due au vent solaire. Cependant, cet effet d'augmentation de l'unité astronomique est si lent qu'il peut être complètement négligé, puisqu'il est d'un ordre de grandeur supérieur aux valeurs calculées.

Plusieurs générations de scientifiques ont utilisé avec succès l’unité astronomique. Les distances au sein du système solaire, exprimées dans cette mesure de mesure, étaient relativement petites et il était facile et pratique de travailler avec elles. Et surtout, tout le monde les a compris. N'importe quel écolier, regardant les distances en unités astronomiques, pourrait dire que Vénus est située plus près du Soleil que de la Terre. Et Jupiter est à peu près à mi-chemin entre le Soleil et Saturne.

Mais il s’est avéré qu’ils se sont réjouis trop tôt. Dès qu’il fut possible de déterminer la distance aux étoiles les plus proches, il devint évident que dans le monde stellaire, l’unité astronomique était trop petite et donc inadaptée aux mesures.

Distance en UA

Unité astronomique (désignation russe : UN. e.; international: au) est une unité historique de mesure des distances en astronomie, approximativement égale à la distance moyenne de à.

La lumière parcourt cette distance en 500 secondes environ (8 minutes 20 secondes).

Il est principalement utilisé pour mesurer les distances entre les objets, les systèmes extrasolaires et entre les composants des binaires.

En septembre 2012, la 28e Assemblée générale de l'Union astronomique internationale à Pékin a décidé de relier l'unité astronomique au Système international d'unités (SI). Une unité astronomique est par définition exactement 149 597 870 700 mètres. Par ailleurs, l'AIU a décidé de normaliser la désignation internationale de l'unité astronomique : « au ». Parfois la notation « a. toi." ou "AU". Il existe également une norme internationale ISO 80000-3, qui recommande l'utilisation de la désignation « ua ».

Dans la Fédération de Russie, une unité astronomique est approuvée pour être utilisée comme unité non systémique sans limite de temps avec le domaine d'application « astronomie ». Conformément à GOST 8.417-2002, le nom et la désignation de l'unité astronomique ne peuvent pas être utilisés avec des préfixes SI sous-multiples et multiples.

Définitions précédentes

Conformément à la décision de la 10e Assemblée générale de l'AIU en 1976, l'unité astronomique a été définie comme le rayon de l'orbite circulaire d'un corps d'essai en coordonnées isotropes, dont la vitesse angulaire, en négligeant tous les corps du système solaire à l'exception le Soleil, serait exactement égal à 0,017 202 098 95 radians les jours d'éphémérides. Dans le système constant IERS 2003, l'unité astronomique était supposée être égale à 149 597 870,691 km.

Histoire

Depuis l'avènement du système héliocentrique, et notamment de la mécanique céleste képlérienne, les distances relatives dans le système solaire (à l'exclusion de celle trop proche) sont connues avec une bonne précision. Puisque le Soleil est le corps central du système et que la Terre, tournant sur une orbite presque circulaire, est le lieu d'observation des observateurs, il était naturel de prendre le rayon de cette orbite comme unité de mesure. Cependant, il n'existait aucun moyen de mesurer de manière fiable la valeur de cette unité, c'est-à-dire de la comparer avec la balance terrestre. Le Soleil est trop loin pour mesurer de manière fiable la parallaxe de la Terre. La distance à la Lune était connue, mais sur la base des données connues au XVIIe siècle, il n'était pas possible d'estimer le rapport des distances au Soleil et à la Lune - l'observation de la Lune ne fournit pas la précision requise, et la Le rapport des masses de la Terre et du Soleil n'était pas non plus connu.

En 1672, Giovanni Cassini et son collaborateur Jean Richet mesurèrent la parallaxe. Étant donné que les paramètres orbitaux de la Terre et de Mars ont été mesurés avec une grande précision, il est devenu possible d'estimer la taille de l'unité astronomique - dans les unités modernes, elles se sont avérées être d'environ 140 millions de km. Par la suite, des mesures affinées de l’unité astronomique ont été réalisées à l’aide de passages à travers le disque solaire. L'approche d'Éros de la Terre en 1901 et la mesure de sa parallaxe ont permis d'obtenir une estimation encore plus précise.

L'unité astronomique a également été affinée à l'aide d'un radar. La localisation de Vénus en 1961 a établi que l'unité astronomique est égale à 149 599 300 km. L'erreur possible ne dépassait pas 2000 km. Le relevé radar répété de Vénus en 1962 a permis de réduire cette incertitude et de clarifier la valeur de l'unité astronomique : elle s'est avérée être égale à 149 598 100 ± 750 km. Il s'est avéré qu'avant l'emplacement de 1961, la valeur de a. e. était connu avec une précision de 0,1%.

Les mesures à long terme de la distance entre la Terre et le Soleil ont enregistré sa lente augmentation à un rythme d'environ 15 mètres tous les cent ans (ce qui est un ordre de grandeur supérieur à la précision des mesures modernes). L'une des raisons peut être la perte de masse du Soleil (due à ), mais l'effet observé dépasse largement les valeurs calculées.

Quelques distances

• Le rayon orbital de la planète la plus éloignée du système solaire est d’environ 30 UA. e.
• Au 23 avril 2016, il était situé à une distance de 134,75 heures du matin. e. du Soleil, en s'en éloignant à une vitesse de 3,6 a. e./an C’est l’objet le plus éloigné de la Terre et l’objet le plus rapide créé par l’homme.
• La distance de notre étoile la plus proche, Proxima Centauri, est d'environ 270 000 UA. e.

La tâche de mesurer les distances cosmiques est confiée aux astronomes depuis l'Antiquité. Dans l'un des problèmes, nous avons déjà discuté des méthodes modernes de mesure des distances jusqu'aux galaxies lointaines. Mais toute cette épopée de mesure des distances a commencé avec les objets du système solaire les plus proches de nous.

Nous appliquons ici la méthode de parallaxe, basée sur le fait qu'un objet céleste spécifique est localisé pas trop très loin, et sa position dans le ciel dépend de l'endroit d'où on le regarde. À propos, la perception stéréoscopique de nos yeux fonctionne de la même manière, à l'aide de laquelle le cerveau détermine la distance approximative par rapport aux objets : les yeux gauche et droit voient l'objet sous des angles différents (bien que proches). Connaissant les angles et les distances entre les yeux - ce qu'on appelle la longueur de base - vous pouvez estimer assez précisément la distance à l'objet (Fig. 1).

En géodésie, cette méthode de mesure des distances est appelée triangulation. Eh bien, en astronomie, les parallaxes sont le moyen le plus précis de calculer les distances des étoiles les plus proches de nous. Dans ce cas, le demi-axe de l'orbite terrestre est pris comme base et la position angulaire de l'étoile est déterminée deux fois avec un intervalle de six mois. Mais où tout a commencé ? Comment connaît-on la taille de l'orbite terrestre ?

L'unité astronomique (la distance moyenne de la Terre au Soleil) - l'une des principales normes de distances dans l'espace - a été adoptée après que Kepler ait proposé et justifié le système héliocentrique, dans lequel la Terre tourne autour du Soleil selon une forme (presque) circulaire. orbite. La solution naturelle était de prendre le rayon de cette orbite comme unité de mesure.

Aujourd'hui, les paramètres de l'orbite terrestre sont mesurés avec une grande précision, mais au XVIIIe siècle, l'astronomie se retrouve dans une impasse. À cette époque, les scientifiques étaient capables de déterminer les distances par rapport à de nombreuses planètes du système solaire, en les exprimant en unités astronomiques. Mais la valeur même de l'unité astronomique dans les unités familières à l'homme (par exemple les kilomètres) n'était pas connue avec précision.

Dans le même temps, le rayon de la Terre a déjà été mesuré avec assez de précision. Ainsi, la valeur de la base était connue de manière fiable, et il suffisait de mesurer l'angle parallactique par rapport à l'un des objets du système solaire dont la distance relative en unités astronomiques était connue.

C’est pourquoi les astronomes du monde entier fondaient de grands espoirs sur le transit de Vénus à travers le disque solaire en 1761 et 1769. Une observation bien organisée de ce phénomène permettrait potentiellement de mesurer la parallaxe de Vénus par rapport à la parallaxe du Soleil (plus précisément leur différence), et, connaissant le rayon de la Terre (la longueur de la base), de découvrez l'unité astronomique.

Le fait est que depuis différents points de la Terre, le passage de Vénus à travers le disque du Soleil semble différent (Fig. 2). S'il était possible de mesurer ces trajectoires en différents points, alors le problème serait résolu, car alors on peut soit trouver directement les dimensions angulaires de ces trajectoires, soit le temps de trajet, et à partir de là trouver celle recherchée. Et c'est ce qui s'est passé : grâce à des observations effectuées dans différentes parties du globe, les scientifiques ont pu déterminer la valeur de l'unité astronomique avec une assez grande précision.

En particulier, Thomas Hornsby a obtenu une valeur pour la distance de la Terre au Soleil d'environ 93 726 900 miles anglais (150 838 449 km), ce qui est très proche de la vérité.

Ce problème propose de faire des mesures similaires de la parallaxe de Vénus.

Tâche

Deux photographies du passage de Vénus sont présentées, prises simultanément à 22:25:52 UTC le 5 juin 2012 (Fig. 4). À gauche, une photo prise à Princeton, New Jersey. À droite, une photographie prise depuis le sommet du volcan Haleakala sur l'île de Maui, à Hawaï.

Les différences dans l'emplacement du disque de Vénus sont associées à la parallaxe. On sait que la distance entre la Terre et Vénus au moment de la photographie était de 0,2887 UA. e., la distance au Soleil est de 1,0147 a. c'est-à-dire que la taille angulaire du Soleil est de 31,57 minutes d'arc et que le rayon effectif de la Terre peut être considéré comme étant de 6 378,1 km. Vénus était presque exactement à son zénith à Hawaï lorsque les photographies ont été prises. Définir D'après ces données et photographies, la distance de la Terre au Soleil.

Indice 1

Déterminer la longueur de la base dans le cas général est une question assez complexe. Cependant, au moment de la prise de vue, le Soleil sur l'île de Maui était presque exactement à son zénith. Vous pouvez le vérifier à l'aide du programme Stellarium en définissant la position actuelle à Hawaï et l'heure de 12 heures 25 minutes le 5 juin 2012.

Dans ce cas, la longueur de la base est facilement déterminée (Fig. 5).

Indice 2

Avant de mesurer quoi que ce soit, vous devez considérer que les photographies ont été prises avec une orientation aléatoire de l'appareil photo. Vous devez donc les faire correspondre correctement pour mesurer le déplacement réel de Vénus. Cela peut être fait en utilisant le Soleil, ou plutôt les taches solaires, comme arrière-plan. Certes, alors la parallaxe mesurée sera relative, puisque le Soleil a aussi sa propre parallaxe.

Solution

Après avoir bidouillé, vous pouvez comparer les deux images proposées de Vénus sur le disque du Soleil dans un éditeur graphique. Étant donné que les limites du Soleil sont assez floues en raison des nuages ​​et qu’elles s’assombrissent vers les bords, vous pouvez utiliser les taches solaires comme guide. Il suffit de combiner trois paires de spots. Voici le résultat (photos légèrement retouchées pour faire ressortir les bords) :

On retrouve ensuite les centres de deux silhouettes de Vénus (Fig. 7). Puisque nous travaillons toujours avec des images, nous pouvons mesurer les distances en pixels, mais alors, bien sûr, nous devrons tout convertir en unités de longueur « normales ». Les coordonnées des centres sont les suivantes : C 1 (centre rouge sur la Fig. 7) - X: 624,5 px, Oui: 317 px, C2 - X: 631,5 px, Oui: 324,5 px.

Calculons maintenant la parallaxe relative de Vénus (également en pixels) :

\[ p=\sqrt((624(,)5-631(,)5)^2+(317-324(,)5)^2)=10(,)3\pm0(,)25~\text (px). \]

Vous pourriez obtenir un numéro différent, mais ce n'est pas grave, car ces valeurs sont relatives et leurs valeurs spécifiques dépendent de la taille et de la résolution des photos.

Le diamètre du Soleil peut également être mesuré en pixels (Fig. 8), ce qui donnera une échelle de conversion. D'après nos photos, il s'avère que Ds= 936 ± 1 px, ce qui correspond à une valeur de 31,57 ± 0,005 minutes d'arc ou 1894,2 ± 0,3 secondes d'arc. D'où 1 px = 2,024 ± 0,002 secondes d'arc.

On constate que la parallaxe de Vénus (par rapport au Soleil) est égale à

p contre= 10,3·2,024 = 20,9±0,5 secondes d'arc.

Puisque nous voulons trouver la valeur absolue de l’unité astronomique, nous nous intéressons à la parallaxe absolue de Vénus. Faites attention à la fig. 9. Là-dessus PV Et ps- ce sont les vraies parallaxes de Vénus et du Soleil, et p contre- la parallaxe de Vénus par rapport au Soleil (ce que nous avons calculé plus haut). Il ressort clairement de la figure que p contre = PV − ps.

Puisque les angles sont petits, nous utiliserons des égalités approximatives pour les petits angles : sin φ ≈ tan φ ≈ φ en radians. Alors dans la notation de la Fig. 9 : d ⊥ /VE ≈ PV, d ⊥ /ES ≈ ps, Où VE Et ES- les distances de la Terre à Vénus et au Soleil, respectivement. De là, nous trouvons la véritable parallaxe :

\[ p_v=\frac(p_(vs))(1-\frac(EV)(ES))=29(,)2\pm 0(,)7~\text(arcseconds). \]

En utilisant n’importe quel service de cartographie ayant pour fonction de mesurer les distances à la surface de la Terre (ou une autre méthode), nous déterminons que la distance la plus courte entre deux points d’observation est de 7 834 km (Fig. 10). C'est la longueur de l'arc AB sur la figure. 9. Alors α ≈ 1,2282 radians, et la longueur de la base peut être trouvée : d⊥ ≈ 6007,6km.

Le plus simple reste. Connaissant la longueur de la base et la parallaxe, vous pouvez trouver la distance à Vénus : d v = d ⊥ /PV=42±1 millions de km. Et comme on sait que la distance relative à Vénus en unités astronomiques est de 0,2887 a. e., alors nous obtenons cela 1 a. e. = 147 ± 3 millions de km. La précision de ces calculs pourrait être grandement améliorée avec des images à plus haute résolution.

Épilogue

Il n'est pas surprenant que les premières mesures plus ou moins précises de la valeur de l'unité astronomique aient été réalisées précisément à l'aide du transit de Vénus. Le Soleil lui-même était un candidat plutôt médiocre pour de telles observations, car ce n'est pas un objet ponctuel et, de plus, les mesures d'angles au XVIIIe siècle étaient assez imprécises. Pour la même raison, il était assez difficile de mesurer la parallaxe de Mars.

Vénus elle-même, qui en conjonction inférieure est située plus près de la Terre que Mars, n'est pas non plus très pratique. Le fait est que dans cette position, Vénus est située directement entre la Terre et le Soleil et représente donc une fine bande de halo. Et le Soleil lui-même, dans ce cas, rend très difficile la mesure de la position angulaire de Vénus par rapport aux étoiles d'arrière-plan. Par conséquent, le passage conjugué de Vénus à travers le disque du Soleil en 1761 et 1769 est devenu un événement véritablement grandiose dans le monde scientifique de l'époque.

À la parallaxe et à l’unité astronomique est associée une autre mesure de longueur, souvent trouvée en astrophysique et en cosmologie. Comme indiqué ci-dessus, en utilisant la méthode de la parallaxe, les astronomes mesurent aujourd'hui les distances jusqu'aux objets les plus proches en dehors du système solaire (Fig. 11).

En raison de la révolution de la Terre autour du Soleil, l'image d'une étoile sur fond d'étoiles lointaines qui ne sont pas soumises (ou beaucoup moins soumises à) à l'effet de parallaxe se décalera légèrement (d'un angle de parallaxe). Par définition, si la parallaxe d'une étoile est de 1 seconde d'arc, alors l'étoile est à une distance de 1 parsec (en abrégé pc), soit environ 3,26 années-lumière. En d’autres termes, 1 parsec est la distance à laquelle le système Terre-Soleil a une taille angulaire de seulement 1 seconde d’arc.

La distance à notre étoile la plus proche, Proxima Centauri, est de 1 301 parsecs. Le centre de notre Galaxie est de 8 000 parsecs (8 kiloparsecs). La grande galaxie la plus proche, Andromède, mesure 778 kpc.

En astrophysique et en cosmologie, c'est cette unité de mesure des distances qui est utilisée, et non les années-lumière, comme beaucoup le pensent. En particulier, par exemple, la constante de Hubble, selon le télescope Planck, est approximativement égale à 68 km/s/Mpc, c'est-à-dire qu'après chaque mégaparsec (million de parsecs), la vitesse de « fuite » des galaxies due à l'expansion de l'Univers augmente de 68 km/s.

Comme mentionné ci-dessus, la mesure des distances en cosmologie est le problème le plus important auquel les astronomes sont confrontés depuis de nombreuses décennies.

Fondamentalement, la méthode de parallaxe mesure des distances allant jusqu'à plusieurs centaines de parsecs. Cependant, il y a aussi une sorte de record ici. Il a été délivré par le télescope Hubble, capable de mesurer avec précision la parallaxe des étoiles jusqu'à 5 000 parsecs ! Pour ce faire, le télescope nécessitait une résolution de 20 microarcsecondes (en utilisant une technique d'accumulation d'observations qui améliorait la précision des mesures avec une résolution limitée). C'est comme lire depuis la Terre l'écriture sur un morceau de papier tenu par un astronaute sur la Lune.

Des distances plus éloignées sont mesurées par d'autres moyens, par exemple à l'aide de bougies standards (telles que les supernovae, les étoiles RR Lyrae, les Céphéides, etc.). Le problème est que toutes ces mesures dépendent de modèles spécifiques, et ne sont donc pas indépendantes. Pour ce faire, ils doivent être calibrés à l’aide de méthodes indépendantes du modèle telles que la parallaxe.

Cependant, ces modèles ont également leurs limites d’applicabilité, au-delà desquelles de nouvelles méthodes sont nécessaires, qui, là encore, doivent être calibrées sur les anciennes. Ce système de méthodes, dont chacune travaille sur des objets plus éloignés, mais est calibré sur des objets proches à l'aide de méthodes précédentes, est appelé « l'échelle » cosmologique des distances (voir aussi l'article de M. Musin « L'étoile parle à l'étoile »). Et cette échelle trouve précisément son origine dans la méthode étudiée dans ce problème.

Convertisseur de longueur et de distance Convertisseur de masse Convertisseur de mesures de volume de produits en vrac et de produits alimentaires Convertisseur de surface Convertisseur de volume et d'unités de mesure dans les recettes culinaires Convertisseur de température Convertisseur de pression, contrainte mécanique, module d'Young Convertisseur d'énergie et de travail Convertisseur de puissance Convertisseur de force Convertisseur de temps Convertisseur de vitesse linéaire Convertisseur d'angle plat Efficacité thermique et efficacité énergétique Convertisseur de nombres dans divers systèmes numériques Convertisseur d'unités de mesure de quantité d'informations Taux de change Vêtements et pointures pour femmes Tailles de vêtements et chaussures pour hommes Convertisseur de vitesse angulaire et de vitesse de rotation Convertisseur d'accélération Convertisseur d'accélération angulaire Convertisseur de densité Convertisseur de volume spécifique Convertisseur de moment d'inertie Convertisseur de moment de force Convertisseur de couple Convertisseur de chaleur spécifique de combustion (en masse) Convertisseur de densité d'énergie et de chaleur spécifique de combustion (en volume) Convertisseur de différence de température Convertisseur de coefficient de dilatation thermique Convertisseur de résistance thermique Convertisseur de conductivité thermique Convertisseur de capacité thermique spécifique Convertisseur d'exposition énergétique et de puissance de rayonnement thermique Convertisseur de densité de flux thermique Convertisseur de coefficient de transfert de chaleur Convertisseur de débit volumique Convertisseur de débit massique Convertisseur de débit molaire Convertisseur de densité de débit massique Convertisseur de concentration molaire Convertisseur de concentration massique en solution Dynamique (absolu) Convertisseur de viscosité Convertisseur de viscosité cinématique Convertisseur de tension superficielle Convertisseur de perméabilité à la vapeur Convertisseur de perméabilité à la vapeur et de taux de transfert de vapeur Convertisseur de niveau sonore Convertisseur de sensibilité du microphone Convertisseur de niveau de pression acoustique (SPL) Convertisseur de niveau de pression acoustique avec pression de référence sélectionnable Convertisseur de luminance Convertisseur d'intensité lumineuse Convertisseur d'éclairement Convertisseur de résolution informatique Convertisseur de fréquence et de longueur d'onde Puissance dioptrique et distance focale Puissance dioptrique et grossissement de l'objectif (×) Convertisseur de charge électrique Convertisseur de densité de charge linéaire Convertisseur de densité de charge de surface Convertisseur de densité de charge volumique Convertisseur de courant électrique Convertisseur de densité de courant linéaire Convertisseur de densité de courant de surface Convertisseur d'intensité de champ électrique Potentiel électrostatique et convertisseur de tension Convertisseur de résistance électrique Convertisseur de résistivité électrique Convertisseur de conductivité électrique Convertisseur de conductivité électrique Capacité électrique Convertisseur d'inductance Convertisseur de calibre de fil américain Niveaux en dBm (dBm ou dBm), dBV (dBV), watts, etc. unités Convertisseur de force magnétomotrice Convertisseur d'intensité de champ magnétique Convertisseur de flux magnétique Convertisseur d'induction magnétique Rayonnement. Convertisseur de débit de dose absorbée par rayonnement ionisant Radioactivité. Convertisseur de désintégration radioactive Rayonnement. Convertisseur de dose d'exposition Rayonnement. Convertisseur de dose absorbée Convertisseur de préfixe décimal Transfert de données Convertisseur d'unités de typographie et de traitement d'images Convertisseur d'unités de volume de bois Calcul de la masse molaire Tableau périodique des éléments chimiques de D. I. Mendeleïev

1 kilomètre [km] = 6,6845871226706E-09 unité astronomique [a. e.]

Valeur initiale

Valeur convertie

mètre examenmètre pétamètre téramètre gigamètre mégamètre kilomètre hectomètre décamètre décimètre centimètre millimètre micromètre micron nanomètre picomètre femtomètre attomètre mégaparsec kiloparsec parsec année-lumière unité astronomique ligue ligue navale (Royaume-Uni) ligue maritime (internationale) ligue (statutaire) mile mille marin (Royaume-Uni) mille marin (international) ) mile (statutaire) mile (États-Unis, géodésique) mile (romain) 1000 yards furlong furlong (États-Unis, géodésique) chaîne chaîne (États-Unis, géodésique) corde (corde anglaise) genre genre (États-Unis, géodésique) poteau de poivre (anglais) . ) brasse, brasse brasse (États-Unis, géodésique) coudée yard pied pied (États-Unis, géodésique) lien lien (États-Unis, géodésique) coudée (Royaume-Uni) envergure de la main ongle pouce (États-Unis, géodésique) grain d'orge (eng. maïs d'orge) millième de a micropouce angström unité atomique de longueur unité x Fermi arpan soudure point typographique twip coudée (suédois) brasse (suédois) calibre centiinch ken arshin actus (ancien romain) vara de tarea vara conuquera vara castellana coudée (grec) long roseau roseau long coude paume " doigt" Longueur de Planck Rayon électronique classique Rayon de Bohr Rayon équatorial de la Terre Rayon polaire de la Terre Distance de la Terre au Soleil Rayon du Soleil lumière nanoseconde lumière microseconde lumière milliseconde lumière seconde heure-lumière lumière jour lumière semaine Milliard d'années-lumière Distance du Câbles Terre vers la Lune (international) longueur de câble (britannique) longueur de câble (États-Unis) mille marin (États-Unis) lumière minute unité de rack pas horizontal cicero pixel ligne pouce (russe) pouce envergure pied brasse oblique brasse verst limite verste

Convertir les pieds et les pouces en mètres et vice versa

pied pouce

m

Densité de charge linéaire

En savoir plus sur la longueur et la distance

informations générales

La longueur est la plus grande mesure du corps. Dans un espace tridimensionnel, la longueur est généralement mesurée horizontalement.

La distance est une quantité qui détermine la distance entre deux corps.

Mesurer la distance et la longueur

Unités de distance et de longueur

Dans le système SI, la longueur est mesurée en mètres. Les unités dérivées telles que le kilomètre (1 000 mètres) et le centimètre (1/100 mètre) sont également couramment utilisées dans le système métrique. Les pays qui n'utilisent pas le système métrique, comme les États-Unis et le Royaume-Uni, utilisent des unités telles que les pouces, les pieds et les miles.

Distance en physique et biologie

En biologie et en physique, les longueurs sont souvent mesurées à bien moins d’un millimètre. A cet effet, une valeur particulière a été adoptée, le micromètre. Un micromètre équivaut à 1 × 10⁻⁶ mètres. En biologie, la taille des micro-organismes et des cellules est mesurée en micromètres, et en physique, la longueur du rayonnement électromagnétique infrarouge est mesurée. Un micromètre est également appelé micron et est parfois, notamment dans la littérature anglaise, désigné par la lettre grecque µ. D'autres dérivés du mètre sont également largement utilisés : les nanomètres (1 × 10⁻⁹ mètres), les picomètres (1 × 10⁻¹² mètres), les femtomètres (1 × 10⁻¹⁵ mètres et les attomètres (1 × 10⁻¹⁸ mètres).

Distance de navigation

Le transport maritime utilise des milles marins. Un mille marin équivaut à 1852 mètres. Il était à l'origine mesuré comme un arc d'une minute le long du méridien, soit 1/(60x180) du méridien. Cela facilitait les calculs de latitude, puisque 60 milles marins équivalent à un degré de latitude. Lorsque la distance est mesurée en milles marins, la vitesse est souvent mesurée en nœuds. Un nœud marin équivaut à une vitesse d’un mille marin par heure.

Distance en astronomie

En astronomie, de grandes distances sont mesurées, c'est pourquoi des quantités spéciales sont adoptées pour faciliter les calculs.

Unité astronomique(au, au) est égal à 149 597 870 700 mètres. La valeur d'une unité astronomique est une constante, c'est-à-dire une valeur constante. Il est généralement admis que la Terre est située à une distance d'une unité astronomique du Soleil.

Année lumièreégal à 10 000 000 000 000 ou 10¹³ kilomètres. C'est la distance que parcourt la lumière dans le vide en une année julienne. Cette quantité est plus souvent utilisée dans la littérature scientifique populaire qu'en physique et en astronomie.

Parsec approximativement égal à 30 856 775 814 671 900 mètres ou environ 3,09 × 10¹³ kilomètres. Un parsec est la distance entre le Soleil et un autre objet astronomique, tel qu'une planète, une étoile, une lune ou un astéroïde, avec un angle d'une seconde d'arc. Une seconde d'arc équivaut à 1/3600 de degré, soit environ 4,8481368 microrads en radians. Le Parsec peut être calculé en utilisant la parallaxe - l'effet d'un changement visible dans la position du corps, en fonction du point d'observation. Lors des mesures, posez un segment E1A2 (dans l'illustration) depuis la Terre (point E1) jusqu'à une étoile ou un autre objet astronomique (point A2). Six mois plus tard, lorsque le Soleil est de l'autre côté de la Terre, un nouveau segment E2A1 est posé depuis la nouvelle position de la Terre (point E2) jusqu'à la nouvelle position dans l'espace du même objet astronomique (point A1). Dans ce cas, le Soleil sera à l'intersection de ces deux segments, au point S. La longueur de chacun des segments E1S et E2S est égale à une unité astronomique. Si l'on trace un segment passant par le point S, perpendiculaire à E1E2, il passera par le point d'intersection des segments E1A2 et E2A1, I. La distance du Soleil au point I est le segment SI, elle est égale à un parsec, lorsque l'angle entre les segments A1I et A2I est de deux secondes d'arc.

Sur la photo :

• A1, A2 : position apparente de l'étoile
• E1, E2 : position de la Terre
• S : position du soleil
• I : point d'intersection
• EST = 1 parsec
• ∠P ou ∠XIA2 : angle de parallaxe
• ∠P = 1 seconde d'arc

Autres unités

Ligue- une unité de longueur obsolète utilisée auparavant dans de nombreux pays. Il est encore utilisé dans certains endroits, comme dans la péninsule du Yucatan et dans les zones rurales du Mexique. C'est la distance qu'une personne parcourt en une heure. Sea League - trois milles marins, soit environ 5,6 kilomètres. Le lieu est une unité à peu près égale à une lieue. En anglais, les ligues et les ligues s'appellent de la même manière, league. En littérature, on retrouve parfois le terme ligue dans le titre d'ouvrages, comme « Vingt mille lieues sous les mers » - le célèbre roman de Jules Verne.

Coude- une valeur ancienne égale à la distance du bout du majeur au coude. Cette valeur était répandue dans le monde antique, au Moyen Âge et jusqu’à l’époque moderne.

Cour utilisé dans le système impérial britannique et est égal à trois pieds ou 0,9144 mètres. Dans certains pays, comme le Canada, qui adopte le système métrique, les yards sont utilisés pour mesurer le tissu et la longueur des piscines et des terrains de sport tels que les terrains de golf et de football.

Définition du compteur

La définition du compteur a changé plusieurs fois. Le mètre était initialement défini comme 1/10 000 000 de la distance entre le pôle Nord et l’équateur. Plus tard, le mètre était égal à la longueur de l'étalon platine-iridium. Le mètre a ensuite été assimilé à la longueur d'onde de la ligne orange du spectre électromagnétique de l'atome de krypton ⁸⁶Kr dans le vide, multipliée par 1 650 763,73. Aujourd’hui, un mètre est défini comme la distance parcourue par la lumière dans le vide en 1/299 792 458 de seconde.

Calculs

En géométrie, la distance entre deux points, A et B, de coordonnées A(x₁, y₁) et B(x₂, y₂) est calculée par la formule :

Calculs de conversion d'unités dans le convertisseur " Convertisseur de longueur et de distance" sont effectués à l'aide des fonctions unitconversion.org.