Kur vlerësohen madhësitë krahasuese të planetëve të sistemit diellor, është zakon të operohet me një koncept të tillë si njësi astronomike. Çfarë është dhe me çfarë është e barabartë?

Historia e prezantimit të njësisë astronomike

Falë përpjekjeve shekullore të shkencëtarëve (në veçanti mekanikës qiellore Kepleriane), ne kemi mësuar se planetët, secili në orbitën e tij, rrotullohen rreth Diellit. Dhe yjet, të cilët duken si shkëndija në qiell, janë në një distancë të tillë nga ne, saqë është e pamundur as të imagjinohet. Duke u zgjeruar vazhdimisht pas zbulimeve të reja nga shkencëtarët, Universi është zgjeruar aq shumë sa që tani askush nuk e di se sa i madh është. Astronomia, duke u zhvilluar me shpejtësi, është bërë një nga shkencat më të avancuara.

Koncepti i njësisë astronomike

Shkencëtarët arritën në përfundimin se Toka nuk është dhe nuk ka qenë kurrë qendra e Universit 300 vjet më parë. Pas vëzhgimeve të shumta dhe kontrolleve të përsëritura të pafundme, astronomët filluan të zbulojnë dimensionet e vërteta të shtëpisë tonë kozmike - Sistemit Diellor. Siç doli, ato doli të ishin aq të mëdha sa njësitë tokësore të matjes nuk ishin qartë të përshtatshme këtu. Kilometrat në planetët më të afërt tregoheshin me numra me shumë zero dhe askush, përveç vetë shkencëtarëve, nuk dinte se si t'i quante këta numra. Kjo është arsyeja pse astronomët prezantuan një njësi të veçantë për të matur distancat nga Dielli në planet dhe midis planetëve në sistemin diellor. Kështu quhet - njësi astronomike(simboli AU) dhe është e barabartë me distancën mesatare nga Toka në Diell. Kjo është afërsisht 150 milion kilometra (më saktë, 149,597,870.691 km). Në llogaritjet e zakonshme astronomike, përdoret vlera e rrumbullakosur prej 149,600,000 km..

Jo aq pak, duke pasur parasysh se ekuatori i tokës është shtegu më i gjatë që mund të shtrihet në globin tonë - afërsisht 40,000 kilometra i gjatë. Dhe Hëna, sateliti i Tokës dhe trupi qiellor më i afërt, rrotullohet rreth Tokës në një distancë prej më shumë se 380,000 kilometrash.

Pse merret si masë matje distanca nga Toka në Diell? Po, sepse Dielli është trupi qendror i Sistemit Diellor, dhe Toka është vendndodhja e vëzhguesve dhe rrotullohet në një orbitë pothuajse rrethore (eliptike). Për këtë arsye, rrezja e kësaj orbite u miratua si njësi matëse.

Sa më sipër ilustrohet nga diagrami skematik i mëposhtëm:

Kështu që, njësi astronomikeështë një masë e distancave nga objektet hapësinore, e barabartë me boshtin gjysmë të madh të orbitës eliptike të Tokës dhe, sipas vetive të elipsës, distancën mesatare të Tokës nga Dielli. Ky përkufizim kënaq jo vetëm amatorët, por edhe shumicën e astronomëve profesionistë.

Shembuj të distancave në njësi astronomike

Kështu, një njësi astronomike është pothuajse 400 herë më e madhe se distanca nga Toka në Hënë. Është gjithashtu mjaft i përshtatshëm për matjen e distancave midis planetëve. Për shembull, distanca nga Toka në Mars është mesatarisht 0.3 njësi astronomike. Marsi është më larg nga Dielli se sa Toka. Kështu, është e lehtë të llogaritet se distanca nga Dielli në Mars është 1.52 njësi astronomike. Edhe për Jupiterin e largët nga Dielli është pak më shumë se 5 njësi astronomike. Distanca nga Toka në Uran është rreth 20 njësi astronomike. Rrezja orbitale e Neptunit, një nga objektet më të largëta në sistemin diellor, është e barabartë me 30 njësi astronomike. Sirius është një yll i dyfishtë. Yjet shoqërues Sirius A dhe Sirius B rrotullohen mes tyre në një distancë prej 20 njësive astronomike.

Drita përshkon distancën nga Toka në Diell për afërsisht 500 sekonda (8 minuta 20 sekonda). Është interesante se kjo distancë ka një tendencë të qëndrueshme për t'u rritur ngadalë me një normë prej afërsisht 15 metra në 100 vjet. Kjo mund të jetë për shkak të humbjes së masës diellore për shkak të erës diellore. Megjithatë, ky efekt i rritjes së njësisë astronomike është aq i ngadaltë sa mund të neglizhohet plotësisht, pasi është një rend i madhësisë më i madh se vlerat e llogaritura.

Disa breza shkencëtarësh përdorën me sukses njësinë astronomike. Distancat brenda sistemit diellor, të shprehura në këtë masë matjeje, ishin relativisht të vogla dhe ishin të lehta dhe të përshtatshme për të punuar me to. Dhe më e rëndësishmja, të gjithë i kuptuan. Çdo nxënës shkolle, duke parë distancat në njësi astronomike, mund të thotë se Venusi ndodhet më afër Diellit sesa Tokës. Dhe Jupiteri është afërsisht në gjysmë të rrugës nga Dielli në Saturn.

Por doli që ata u gëzuan shumë herët. Sapo u bë e mundur të përcaktohet distanca me yjet më të afërt, u bë e qartë se në botën yjore njësia astronomike ishte shumë e vogël dhe për këtë arsye e papërshtatshme për matje.

Distanca në AU

Njësia astronomike (përcaktimi rus: A. e.; ndërkombëtare: au) është një njësi historike e matjes së distancave në astronomi, afërsisht e barabartë me distancën mesatare nga në.

Drita e përshkon këtë distancë në afërsisht 500 sekonda (8 minuta 20 sekonda).

Përdoret kryesisht për të matur distancat midis objekteve, sistemeve ekstrasolare dhe ndërmjet komponentëve të binarëve.

Në shtator 2012, Asambleja e Përgjithshme e 28-të e Unionit Ndërkombëtar Astronomik në Pekin vendosi të lidhë njësinë astronomike me Sistemin Ndërkombëtar të Njësive (SI). Një njësi astronomike sipas përkufizimit është saktësisht 149,597,870,700 metra. Për më tepër, NJAB vendosi të standardizojë përcaktimin ndërkombëtar të njësisë astronomike: "au". Ndonjëherë shënimi “a. ju." ose "AU". Ekziston gjithashtu një standard ndërkombëtar ISO 80000-3, i cili rekomandon përdorimin e përcaktimit "ua".

Në Federatën Ruse, një njësi astronomike është miratuar për përdorim si një njësi josistematike pa një kufi kohor me fushën e aplikimit "astronomi". Në përputhje me GOST 8.417-2002, emri dhe përcaktimi i njësisë astronomike nuk lejohet të përdoret me parashtesa SI të shumëfishta dhe të shumëfishta.

Përkufizimet e mëparshme

Në përputhje me vendimin e Asamblesë së 10-të të Përgjithshme të NJAB në vitin 1976, njësia astronomike u përcaktua si rrezja e orbitës rrethore të një trupi testues në koordinata izotropike, shpejtësia këndore e së cilës, duke lënë pas dore të gjithë trupat e sistemit diellor, përveç Dielli, do të ishte saktësisht i barabartë me 0.017 202 098 95 radianë në ditët efemeris. Në sistemin konstant IERS 2003, njësia astronomike supozohej të ishte e barabartë me 149,597,870.691 km.

Histori

Që nga ardhja e sistemit heliocentrik, dhe veçanërisht mekanikës qiellore Kepleriane, distancat relative në sistemin diellor (duke përjashtuar atë shumë të afërt) janë bërë të njohura me saktësi të mirë. Meqenëse Dielli është trupi qendror i sistemit, dhe Toka, që rrotullohet në një orbitë pothuajse rrethore, është vendndodhja e vëzhguesve, ishte e natyrshme të merrej rrezja e kësaj orbite si njësi matëse. Sidoqoftë, nuk kishte asnjë mënyrë për të matur me besueshmëri vlerën e kësaj njësie, domethënë për ta krahasuar atë me peshore tokësore. Dielli është shumë larg për të matur me besueshmëri paralaksin nga Toka. Distanca nga Hëna ishte e njohur, por bazuar në të dhënat e njohura në shekullin e 17-të, nuk ishte e mundur të vlerësohej raporti i distancave me Diellin dhe Hënën - vëzhgimi i hënës nuk siguron saktësinë e kërkuar, dhe raporti i masave të Tokës dhe Diellit gjithashtu nuk dihej.

Në vitin 1672, Giovanni Cassini, së bashku me bashkëpunëtorin e tij Jean Richet, matën paralaksin. Meqenëse parametrat orbitalë të Tokës dhe Marsit u matën me saktësi të lartë, u bë e mundur të vlerësohej madhësia e njësisë astronomike - në njësitë moderne ato rezultuan të ishin afërsisht 140 milion km. Më pas, matjet e rafinuara të njësisë astronomike u kryen duke përdorur kalime nëpër diskun diellor. Afrimi i Erosit në Tokë në vitin 1901 dhe matja e paralaksit të tij bëri të mundur marrjen e një vlerësimi edhe më të saktë.

Njësia astronomike u rafinua gjithashtu duke përdorur radar. Vendndodhja e Venusit në vitin 1961 vërtetoi se njësia astronomike është e barabartë me 149,599,300 km. Gabimi i mundshëm nuk i kalonte 2000 km. Sondazhi i përsëritur i radarit të Venusit në 1962 bëri të mundur zvogëlimin e kësaj pasigurie dhe sqarimin e vlerës së njësisë astronomike: doli të ishte e barabartë me 149,598,100 ± 750 km. Doli se para vendndodhjes së vitit 1961, vlera e a. e. ishte i njohur me një saktësi prej 0.1%.

Matjet afatgjata të distancës nga Toka në Diell kanë regjistruar rritjen e saj të ngadaltë me një normë prej rreth 15 metrash për njëqind vjet (që është një renditje madhësie më e madhe se saktësia e matjeve moderne). Një nga arsyet mund të jetë humbja e masës nga Dielli (për shkak të ), por efekti i vëzhguar i tejkalon ndjeshëm vlerat e llogaritura.

Disa distanca

• Rrezja orbitale e planetit më të largët në Sistemin Diellor është rreth 30 AU. e.
• Me datë 23.04.2016 ndodhet në një distancë prej 134.75 a. e nga Dielli, duke u larguar prej tij me një shpejtësi prej 3,6 a. e./vit Është objekti më i largët nga Toka dhe objekti që lëviz më shpejt i krijuar nga njeriu.
• Distanca me yllin tonë më të afërt, Proxima Centauri, është rreth 270,000 AU. e.

Detyra e matjes së distancave kozmike është përballur me astronomët që nga kohërat e lashta. Në një nga problemet kemi diskutuar tashmë metodat moderne për matjen e distancave në galaktikat e largëta. Por e gjithë kjo epope me matjen e distancave filloi me objektet e sistemit diellor më të afërt me ne.

Këtu aplikojmë metodën paralaks, e cila bazohet në faktin se ndodhet një objekt specifik qiellor jo shume larg, dhe pozicioni i tij në qiell varet nga vendi nga e shikoni. Nga rruga, perceptimi stereoskopik i syve tanë funksionon në një mënyrë të ngjashme, me ndihmën e të cilit truri përcakton distancën e përafërt me objektet: sytë e majtë dhe të djathtë e shohin objektin nga kënde të ndryshme (megjithëse të afërta). Duke ditur këndet dhe distancat midis syve - e ashtuquajtura gjatësia e bazës - mund të vlerësoni me saktësi distancën nga objekti (Fig. 1).

Në gjeodezi, kjo metodë e matjes së distancave quhet trekëndësh. Epo, në astronomi, paralakset mund të përdoren për të llogaritur më saktë distancat me yjet më të afërt me ne. Në këtë rast, gjysmë-boshti i orbitës së Tokës merret si bazë dhe pozicioni këndor i yllit përcaktohet dy herë me një interval prej gjashtë muajsh. Por ku filloi gjithçka? Si e dimë madhësinë e orbitës së Tokës?

Njësia astronomike (distanca mesatare nga Toka në Diell) - një nga standardet kryesore të distancave në hapësirë ​​- u miratua pasi Kepler propozoi dhe justifikoi sistemin heliocentrik, në të cilin Toka rrotullohet rreth Diellit në një (pothuajse) rrethore. orbitë. Zgjidhja natyrale ishte që të merrej rrezja e kësaj orbite si njësi matëse.

Tani parametrat e orbitës së tokës maten me saktësi të madhe, por më pas, në shekullin e 18-të, astronomia hyri në një rrugë pa krye. Shkencëtarët deri në atë kohë ishin në gjendje të përcaktonin distancat në shumë planetë në sistemin diellor, duke i shprehur ato në njësi astronomike. Por vetë vlera e njësisë astronomike në njësi të njohura për njerëzit (për shembull, kilometra) nuk dihej saktësisht.

Në të njëjtën kohë, rrezja e Tokës tashmë është matur mjaft saktë. Kështu, vlera e bazës dihej në mënyrë të besueshme, dhe gjithçka që kërkohej ishte të matej këndi paralaktik ndaj ndonjë prej objekteve të sistemit diellor për të cilin dihej distanca relative në njësi astronomike.

Prandaj, astronomët në mbarë botën kishin shpresa të mëdha për kalimin e Venusit nëpër diskun e Diellit në 1761 dhe 1769. Një vëzhgim i organizuar siç duhet i këtij fenomeni do të bënte potencialisht të mundur matjen e paralaksës së Venusit në lidhje me paralaksën e Diellit (më saktë, ndryshimin e tyre) dhe, duke ditur rrezen e Tokës (gjatësinë e bazës), zbuloni njësinë astronomike.

Fakti është se nga pika të ndryshme të Tokës, kalimi i Venusit nëpër diskun e Diellit duket i ndryshëm (Fig. 2). Nëse do të ishte e mundur të mateshin këto trajektore në pika të ndryshme, atëherë problemi do të zgjidhej, sepse atëherë mund të gjesh drejtpërdrejt dimensionet këndore të këtyre trajektoreve, ose kohën e udhëtimit, dhe prej kësaj të gjesh atë që kërkohet. Dhe kështu ndodhi: si rezultat i vëzhgimeve që u zhvilluan në pjesë të ndryshme të globit, shkencëtarët ishin në gjendje të përcaktonin vlerën e njësisë astronomike me saktësi mjaft të lartë.

Në veçanti, Thomas Hornsby mori një vlerë për distancën nga Toka në Diell prej afërsisht 93,726,900 miljesh angleze (150,838,449 km), që është shumë afër të vërtetës.

Ky problem propozon të bëhen matje të ngjashme të paralaksit të Venusit.

Detyrë

Janë dhënë dy fotografi të kalimit të Venusit, të marra njëkohësisht në orën 22:25:52 UTC më 5 qershor 2012 (Fig. 4). Në të majtë është një foto e bërë në Princeton, New Jersey. Në të djathtë është një fotografi e marrë nga maja e vullkanit Haleakala në ishullin Maui, Hawaii.

Dallimet në vendndodhjen e diskut të Venusit lidhen me paralaksën. Dihet se distanca nga Toka në Venus në kohën e fotografimit ishte 0,2887 AU. e., distanca nga Dielli është 1,0147 a. d.m.th., madhësia këndore e Diellit është 31.57 minuta harkore, dhe rrezja efektive e Tokës mund të merret si 6378.1 km. Afërdita ishte pothuajse saktësisht në zenitin e saj në Hawaii kur u bënë fotografitë. Përcaktoni Sipas këtyre të dhënave dhe fotografive, distanca nga Toka në Diell.

Këshillë 1

Përcaktimi i gjatësisë së bazës në rastin e përgjithshëm është një çështje mjaft komplekse. Sidoqoftë, në kohën e fotografimit, Dielli në ishullin Maui ishte pothuajse saktësisht në zenitin e tij. Ju mund ta verifikoni këtë duke përdorur programin Stellarium duke vendosur pozicionin aktual në Hawaii dhe kohën prej 12 orë 25 minuta më 5 qershor 2012.

Në këtë rast, gjatësia e bazës përcaktohet lehtësisht (Fig. 5).

Këshillë 2

Para se të matni ndonjë gjë, duhet të keni parasysh se fotografitë janë bërë me një orientim të rastësishëm të kamerës, kështu që duhet t'i përputhni ato saktë për të matur zhvendosjen reale të Venusit. Kjo mund të bëhet duke përdorur Diellin, ose më mirë, njollat ​​e diellit, si sfond. Vërtetë, atëherë paralaksa e matur do të jetë relative, pasi Dielli gjithashtu ka paralaksën e tij.

Zgjidhje

Pasi të lundroni përreth, mund të krahasoni dy imazhet e propozuara të Venusit në diskun e Diellit në një redaktues grafik. Meqenëse kufijtë e Diellit janë mjaft të paqartë për shkak të reve dhe errësimit drejt skajit, mund të përqendroheni në njollat ​​e diellit. Mjafton të kombinohen tre palë njolla. Kjo është ajo që merrni si rezultat (foto të përpunuara pak për të theksuar skajet):

Pastaj gjejmë qendrat e dy siluetave të Venusit (Fig. 7). Meqenëse jemi ende duke punuar me imazhe, ne mund të masim distancat në piksel, por më pas, natyrisht, do të duhet të konvertojmë gjithçka në njësi "normale" të gjatësisë. Koordinatat e qendrave janë si më poshtë: C 1 (qendra e kuqe në Fig. 7) - X: 624.5 px, Y: 317 px, C 2 - X: 631.5 px, Y: 324.5 px.

Tani ne llogarisim paralaksën relative të Venusit (gjithashtu në piksel):

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

Ju mund të merrni një numër të ndryshëm, por kjo është në rregull, sepse këto vlera janë relative dhe vlerat e tyre specifike varen nga madhësia dhe rezolucioni i fotove.

Diametri i Diellit gjithashtu mund të matet në pixel (Fig. 8), dhe kjo do të japë një shkallë konvertimi. Nga fotot tona rezulton se D s= 936±1 px, që korrespondon me një vlerë prej 31,57±0,005 minuta harkore ose 1894,2±0,3 sekonda me hark. Prandaj 1 px = 2,024±0,002 sekonda harkore.

Gjejmë se paralaksa e Venusit (në lidhje me Diellin) është e barabartë me

p vs= 10,3·2,024 = 20,9±0,5 sekonda harkore.

Meqenëse duam të gjejmë vlerën absolute të njësisë astronomike, ne jemi të interesuar në paralaksën absolute të Venusit. Kushtojini vëmendje fig. 9. Mbi të p v Dhe ps- këto janë paralaksat e vërteta të Venusit dhe Diellit, dhe p vs- paralaksa e Venusit në lidhje me Diellin (ajo që llogaritëm më lart). Nga figura duket qartë se p vs = p v − ps.

Meqenëse këndet janë të vogla, do të përdorim barazi të përafërta për kënde të vogla: sin φ ≈ tan φ ≈ φ në radiane. Pastaj në shënimin e Fig. 9: d ⊥ /EV ≈ p v, d ⊥ /ES ≈ ps, Ku EV Dhe ES- distancat nga Toka në Venus dhe Diell, përkatësisht. Nga këtu gjejmë paralaksën e vërtetë:

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

Duke përdorur çdo shërbim hartografie me funksionin e matjes së distancave në sipërfaqen e Tokës (ose ndonjë metodë tjetër), përcaktojmë se distanca më e shkurtër ndërmjet dy pikave të vëzhgimit është 7834 km (Fig. 10). Kjo është gjatësia e harkut AB në Fig. 9. Atëherë α ≈ 1,2282 radianë, dhe gjatësia e bazës mund të gjendet: d⊥ ≈ 6007.6 km.

Gjëja më e thjeshtë mbetet. Duke ditur gjatësinë e bazës dhe paralaksën, mund të gjeni distancën deri në Venus: d v = d ⊥ /p v=42±1 milion km. Dhe meqenëse dihet se distanca relative me Venusin në njësi astronomike është 0,2887 a. e., atëherë marrim se 1 a. e = 147±3 milion km. Saktësia e këtyre llogaritjeve mund të përmirësohet shumë me imazhe me rezolucion më të lartë.

Pasthënie

Nuk është për t'u habitur që matjet e para pak a shumë të sakta të vlerës së njësisë astronomike janë bërë pikërisht me ndihmën e tranzitit të Venusit. Vetë Dielli ishte një kandidat mjaft i dobët për vëzhgime të tilla, pasi nuk është një objekt pika, dhe, përveç kësaj, matjet e këndeve në shekullin e 18-të ishin mjaft të pasakta. Për të njëjtën arsye, ishte mjaft e vështirë për të matur paralaksën e Marsit.

Vetë Venusi, i cili në lidhje inferiore ndodhet më afër Tokës se Marsi, nuk është gjithashtu shumë i përshtatshëm. Fakti është se në këtë pozicion Venusi ndodhet drejtpërdrejt midis Tokës dhe Diellit dhe për këtë arsye përfaqëson një rrip të hollë të një halo. Dhe vetë Dielli në këtë rast e bën shumë të vështirë matjen e pozicionit këndor të Venusit në lidhje me yjet e sfondit. Prandaj, kalimi i çiftëzuar i Venusit nëpër diskun e Diellit në 1761 dhe 1769 u bë një ngjarje vërtet madhështore në botën e shkencës në atë kohë.

E lidhur me paralaksin dhe njësinë astronomike është një tjetër masë e gjatësisë, e gjetur shpesh në astrofizikë dhe kozmologji. Siç u përmend më lart, duke përdorur metodën e paralaksit, astronomët sot matin distancat me objektet më të afërta jashtë Sistemit Diellor (Fig. 11)

Për shkak të revolucionit të Tokës rreth Diellit, imazhi i një ylli në sfondin e yjeve të largët, të cilët nuk i nënshtrohen (ose shumë më pak subjekt) efektit paralaks, do të zhvendoset pak (nga një kënd paralaks). Sipas përkufizimit, nëse paralaksa e një ylli është 1 sekondë harkore, atëherë ylli është në një distancë prej 1 parsec (shkurtuar pc), që është afërsisht 3,26 vite dritë. Me fjalë të tjera, 1 parsek është distanca nga e cila sistemi Tokë-Diell ka një madhësi këndore prej vetëm 1 sekondë harkore.

Distanca nga ylli ynë më i afërt, Proxima Centauri, është 1.301 parsek. Qendra e Galaxy tonë është 8000 parsekë (8 kiloparsekë). Galaktika e madhe më e afërt, Andromeda, është 778 kpc.

Në astrofizikë dhe kozmologji, është kjo njësi matëse e distancave që përdoret, dhe jo vitet e dritës, siç mendojnë shumë njerëz. Në veçanti, për shembull, konstanta Hubble, sipas teleskopit Planck, është përafërsisht e barabartë me 68 km/s/Mpc, domethënë, pas çdo megaparsek (milion parsekë), shpejtësia e galaktikave që "shpëtojnë" për shkak të zgjerimit të Universi rritet me 68 km/s.

Matja e distancave në kozmologji, siç u përmend më lart, është problemi më i rëndësishëm me të cilin janë përballur astronomët për shumë dekada.

Në thelb, metoda paralaks mat distancat deri në disa qindra parsekë. Megjithatë, këtu ka edhe një lloj rekord. Ai u dorëzua nga teleskopi Hubble, i cili ishte në gjendje të matë paralaksën e saktë të yjeve deri në 5000 parsekë larg! Për ta bërë këtë, teleskopi kërkonte një rezolutë prej 20 mikroharksekonda (duke përdorur një teknikë akumulimi vëzhgimi që përmirësoi saktësinë e matjes me rezolucion të kufizuar). Është si të lexosh nga Toka shkrimin në një copë letër që mban një astronaut në Hënë.

Distancat më të largëta maten në mënyra të tjera, për shembull duke përdorur qirinj standardë (si supernova, yjet RR Lyrae, Cepheids, etj.). Problemi është se të gjitha këto matje varen nga modele specifike, dhe për këtë arsye nuk janë të pavarura. Për ta bërë këtë, ato duhet të kalibrohen duke përdorur metoda të pavarura nga modeli si paralaks.

Megjithatë, këto modele kanë edhe kufijtë e tyre të zbatueshmërisë, përtej të cilave nevojiten metoda të reja, të cilat, përsëri, duhet të kalibrohen me të vjetrat. Ky sistem metodash, secila prej të cilave funksionon në objekte më të largëta, por kalibrohet në objektet e afërta duke përdorur metoda të mëparshme, quhet "shkalla" kozmologjike e distancave (shih edhe artikullin e M. Musin "Ylli flet me yllin"). Dhe kjo shkallë e ka origjinën pikërisht në metodën e studiuar në këtë problem.

Konvertuesi i gjatësisë dhe distancës Konvertuesi i masës Konvertuesi i masave të vëllimit të produkteve me shumicë dhe produkteve ushqimore Konvertuesi i sipërfaqes Konvertuesi i vëllimit dhe njësitë matëse në recetat e kuzhinës Konvertuesi i temperaturës Konvertuesi i presionit, stresit mekanik, moduli i Young Konvertuesi i energjisë dhe i punës Konvertuesi i fuqisë Konvertuesi i forcës Konvertuesi i kohës Konvertuesi i shpejtësisë lineare Këndi i sheshtë Konvertuesi i efikasitetit termik dhe efikasiteti i karburantit Konvertuesi i numrave në sisteme të ndryshme numrash Konvertuesi i njësive të matjes së sasisë së informacionit Normat e valutave Madhësitë e veshjeve dhe këpucëve për femra Madhësitë e veshjeve dhe këpucëve për meshkuj dhe përmasat e këpucëve Konvertuesi i shpejtësisë këndore dhe i frekuencës së rrotullimit Konvertuesi i nxitimit këndor Konvertuesi i densitetit Konvertuesi specifik i volumit Konvertuesi i momentit të inercisë Konvertuesi i momentit të forcës Konvertuesi i rrotullimit të nxehtësisë specifike të djegies (sipas masës) Dendësia e energjisë dhe nxehtësia specifike e djegies Konvertuesi (sipas vëllimit) Konvertuesi i ndryshimit të temperaturës Koeficienti i konvertuesit të zgjerimit termik Konvertuesi i rezistencës termike Konvertuesi i përçueshmërisë termike Konvertuesi specifik i kapacitetit të nxehtësisë Konvertuesi i fuqisë së ekspozimit të energjisë dhe rrezatimit termik Konvertuesi i densitetit të fluksit të nxehtësisë Konvertuesi i koeficientit të transferimit të nxehtësisë Konvertuesi i shpejtësisë së rrjedhës së vëllimit Konvertuesi i shpejtësisë së rrjedhës së masës Konvertuesi i shpejtësisë së rrjedhës së masës Konvertuesi i densitetit të rrjedhës së masës Konvertuesi i përqendrimit molar Përqendrimi i masës në konvertuesin e tretësirës Dinamik (absolut) Konvertuesi i viskozitetit Konvertuesi kinematik i viskozitetit Konvertuesi i tensionit sipërfaqësor Konvertuesi i përshkueshmërisë së avullit Konvertuesi i përshkueshmërisë së avullit dhe i shpejtësisë së transferimit të avullit Konvertuesi i nivelit të zërit Konvertuesi i ndjeshmërisë së mikrofonit Konvertuesi i nivelit të presionit të zërit (SPL) Konvertuesi i nivelit të presionit të zërit Konvertuesi i nivelit të presionit të zërit me referencë të zgjedhur Konvertuesi i presionit të ndriçimit Konvertuesi i ndritshëm Konvertimi i ndritshëm i kompjuterit Konvertuesi i frekuencës dhe gjatësisë valore Fuqia e dioptrisë dhe gjatësia fokale Zmadhimi i dioptrës dhe fuqia e lentës (×) Konvertuesi elektrik i ngarkesës Konvertuesi linear i densitetit të ngarkesës Konvertuesi i densitetit të ngarkesës sipërfaqësore Konvertuesi i densitetit të ngarkesës së volumit Konvertuesi i densitetit të rrymës elektrike Konvertuesi linear i densitetit të rrymës Konvertuesi i densitetit të rrymës sipërfaqësore Konvertuesi potencial i fuqisë së fushës elektrike Konvertuesi i tensionit Konvertuesi i rezistencës elektrike Konvertuesi i rezistencës elektrike Konvertuesi i përçueshmërisë elektrike Konvertuesi i përçueshmërisë elektrike Konvertuesi i përçueshmërisë elektrike Kapaciteti elektrik Konvertuesi i induktivitetit Konvertuesi amerikan i matësit të telave Nivelet në dBm (dBm ose dBm), dBV (dBV), vat, etj. njësi Konvertuesi i forcës magnetomotive Konvertuesi i forcës së fushës magnetike Konvertuesi i fluksit magnetik Konvertuesi me induksion magnetik Rrezatimi. Konvertuesi i shpejtësisë së dozës së absorbuar nga rrezatimi jonizues Radioaktiviteti. Konvertuesi i zbërthimit radioaktiv Rrezatimi. Konvertuesi i dozës së ekspozimit Rrezatimi. Konvertuesi i dozës së absorbuar Konvertuesi i prefiksit dhjetor Transferimi i të dhënave Konvertuesi i njësisë së përpunimit të tipografisë dhe imazhit Konvertuesi i njësisë së vëllimit të drurit Llogaritja e masës molare D. I. Tabela periodike e elementeve kimike të Mendelejevit

1 kilometër [km] = 6,6845871226706E-09 njësi astronomike [a. e.]

Vlera fillestare

Vlera e konvertuar

metër ekzametër petametër terametër gigametër megametër kilometër hektometer dekametër decimetër centimetër milimetër mikrometër mikron nanometër pikometër femtometër attometër megaparsec kiloparsec parsec viti drite njësi astronomike ligë ligë detare (britanike) ligë detare (ndërkombëtare) ligë milje (ndërkombëtare) milje (ligjore) ) milje (statutore) milje (SHBA, gjeodezike) milje (romake) 1000 jard furlong zinxhir (SHBA, gjeodezike) zinxhir (SHBA, litar gjeodezik) gjini (SHBA, gjeodezike) kati piper (anglisht) ) fathom, fathom fathom (SH.B.A., gjeodezike) kubit këmba e këmbës së oborrit (SHBA, gjeodezike) lidhje lidhja (SHBA, gjeodezike) kubit (MB) shtrirja e dorës së gishtit të thonjve inç (SH.B.A., gjeodezike) kokrra elbi (eng. elbi corn) e mijëta e një mikroinç angstrom njësi atomike e gjatësisë x-njësi Fermi arpan saldimi pika tipografike twip kubit (suedisht) fathom (suedisht) kalibër centiinch ken arshin actus (romaku i lashtë) vara de tarea vara conuquera vara castellana kubit (greqisht relbow e gjatë) gishti" Gjatësia e plankut rrezja klasike e elektroneve rrezja e Bohr-it rrezja ekuatoriale e Tokës rrezja polare e Tokës Distanca nga Toka në rreze Dielli e Diellit dritë nanosekonda dritë mikrosekondë dritë milisekondë dritë e dytë orë dritë ditë dritë javë javë Miliardë vite dritë Largësia nga kabllot Toka në Hënë (ndërkombëtare) gjatësia e kabllove (angleze) gjatësia e kabllit (SHBA) milja detare (SHBA) njësi rafti minutash të lehta me hap horizontal cicero pixel linja inç (rusisht) inç hapësire këmbësh fathom i zhdrejtë fathom verst kufitar verst

Konvertoni këmbët dhe inçët në metra dhe anasjelltas

këmbë inç

m

Dendësia lineare e ngarkesës

Më shumë rreth gjatësisë dhe distancës

Informacion i pergjithshem

Gjatësia është matja më e madhe e trupit. Në hapësirën tre-dimensionale, gjatësia zakonisht matet horizontalisht.

Largësia është një sasi që përcakton se sa larg janë dy trupa nga njëri-tjetri.

Matja e distancës dhe gjatësisë

Njësitë e distancës dhe gjatësisë

Në sistemin SI, gjatësia matet në metra. Njësitë e prejardhura si kilometri (1000 metra) dhe centimetri (1/100 metër) përdoren gjithashtu zakonisht në sistemin metrik. Vendet që nuk përdorin sistemin metrik, të tilla si SHBA dhe MB, përdorin njësi të tilla si inç, këmbë dhe milje.

Distanca në fizikë dhe biologji

Në biologji dhe fizikë, gjatësitë shpesh maten me shumë më pak se një milimetër. Për këtë qëllim është miratuar një vlerë e veçantë, mikrometri. Një mikrometër është i barabartë me 1×10-6 metra. Në biologji, madhësia e mikroorganizmave dhe qelizave matet në mikrometra, dhe në fizikë, gjatësia e rrezatimit elektromagnetik infra të kuqe. Një mikrometër quhet gjithashtu një mikron dhe ndonjëherë, veçanërisht në literaturën në gjuhën angleze, shënohet me shkronjën greke µ. Derivatet e tjerë të njehsorit përdoren gjithashtu gjerësisht: nanometra (1 × 10-4 metra), pikometra (1 × 10-12 metra), femtometra (1 × 10-15 metra dhe atometra (1 × 10-18 metra).

Distanca e lundrimit

Transporti përdor milje detare. Një milje detare është e barabartë me 1852 metra. Fillimisht u mat si një hark prej një minutë përgjatë meridianit, domethënë 1/(60x180) e meridianit. Kjo i bëri llogaritjet e gjerësisë gjeografike më të lehta, pasi 60 milje detare barazoheshin me një shkallë të gjerësisë gjeografike. Kur distanca matet në milje detare, shpejtësia matet shpesh në nyje. Një nyje detare është e barabartë me një shpejtësi prej një milje detare në orë.

Distanca në astronomi

Në astronomi maten distanca të mëdha, kështu që përdoren sasi të veçanta për të lehtësuar llogaritjet.

Njësi astronomike(au, au) është e barabartë me 149,597,870,700 metra. Vlera e një njësie astronomike është një konstante, domethënë një vlerë konstante. Në përgjithësi pranohet se Toka ndodhet në një distancë prej një njësie astronomike nga Dielli.

Vit drite e barabartë me 10,000,000,000,000 ose 10¹3 kilometra. Kjo është distanca që përshkon drita në vakum në një vit Julian. Kjo sasi përdoret në literaturën shkencore popullore më shpesh sesa në fizikë dhe astronomi.

Parsec afërsisht e barabartë me 30,856,775,814,671,900 metra ose afërsisht 3,09 × 10¹3 kilometra. Një parsek është distanca nga Dielli në një objekt tjetër astronomik, si një planet, yll, hënë ose asteroid, me një kënd prej një sekonde harku. Një sekondë e harkut është 1/3600 e një shkalle, ose afërsisht 4,8481368 mikroradë në radianë. Parsec mund të llogaritet duke përdorur paralaks - efekti i ndryshimeve të dukshme në pozicionin e trupit, në varësi të pikës së vëzhgimit. Kur bëni matje, vendosni një segment E1A2 (në ilustrim) nga Toka (pika E1) në një yll ose objekt tjetër astronomik (pika A2). Gjashtë muaj më vonë, kur Dielli është në anën tjetër të Tokës, një segment i ri E2A1 vendoset nga pozicioni i ri i Tokës (pika E2) në pozicionin e ri në hapësirë ​​të të njëjtit objekt astronomik (pika A1). Në këtë rast, Dielli do të jetë në kryqëzimin e këtyre dy segmenteve, në pikën S. Gjatësia e secilit prej segmenteve E1S dhe E2S është e barabartë me një njësi astronomike. Nëse vizatojmë një segment përmes pikës S, pingul me E1E2, ai do të kalojë përmes pikës së kryqëzimit të segmenteve E1A2 dhe E2A1, I. Distanca nga Dielli në pikën I është segmenti SI, është e barabartë me një parsek, kur këndi ndërmjet segmenteve A1I dhe A2I është dy sekonda harkore.

Në imazh:

• A1, A2: pozicioni i dukshëm i yllit
• E1, E2: Pozicioni i tokës
• S: Pozicioni i diellit
• I: pika e kryqëzimit
• IS = 1 parsek
• ∠P ose ∠XIA2: kënd paralaks
• ∠P = 1 sekondë harkore

Njësi të tjera

Liga- një njësi e vjetëruar e gjatësisë e përdorur më parë në shumë vende. Përdoret ende në disa vende, si Gadishulli Jukatan dhe zonat rurale të Meksikës. Kjo është distanca që një person udhëton në një orë. Deti League - tre milje detare, afërsisht 5.6 kilometra. Lieu është një njësi afërsisht e barabartë me një ligë. Në anglisht, të dy ligat dhe ligat quhen të njëjta, league. Në letërsi, liga ndonjëherë gjendet në titullin e librave, si për shembull "20,000 liga nën det" - romani i famshëm i Zhyl Vernit.

Bërryl- një vlerë e lashtë e barabartë me distancën nga maja e gishtit të mesëm deri në bërryl. Kjo vlerë ishte e përhapur në botën antike, në mesjetë dhe deri në kohët moderne.

oborr përdoret në sistemin perandorak britanik dhe është i barabartë me tre këmbë ose 0,9144 metra. Në disa vende, si Kanadaja, ku është miratuar sistemi metrik, oborret përdoren për të matur pëlhurën dhe gjatësinë e pishinave dhe fushave dhe fushave sportive, të tilla si fusha golfi dhe futbolli.

Përkufizimi i njehsorit

Përkufizimi i njehsorit ka ndryshuar disa herë. Metri fillimisht u përcaktua si 1/10,000,000 e distancës nga Poli i Veriut në ekuator. Më vonë, metri ishte i barabartë me gjatësinë e standardit platin-iridium. Metri më vonë u barazua me gjatësinë e valës së vijës portokalli të spektrit elektromagnetik të atomit të kriptonit 86 Kr në vakum, shumëzuar me 1,650,763.73. Sot, një metër përcaktohet si distanca e përshkuar nga drita në vakum në 1/299,792,458 të sekondës.

Llogaritjet

Në gjeometri, distanca midis dy pikave, A dhe B, me koordinatat A(x1, y1) dhe B(x2, y2) llogaritet me formulën:

Llogaritjet për konvertimin e njësive në konvertues " Konvertuesi i gjatësisë dhe distancës" kryhen duke përdorur funksionet unitconversion.org.