Астрономическая единица - Astronomical unit


Из Википедии, свободной энциклопедии

астрономическая единица
Астрономические unit.png
Серая линия показывает расстояние от Земли до Солнца, которое в среднем составляет около 1 астрономической единицы.
Основная информация
Системный блок Астрономическая система единиц
(Принятая для использования с SI)
Единица длина
Условное обозначение аи, иа, или AU 
Конверсии
1 а.е., иа, или а.е. ... ... равно ...
   метрические ( СИ ) единицы    149 597 870 700  м
   имперские  и  Американские  единицы    9.2956 × 10 7  миль
   астрономическая единица    4,8481 × 10 -6  шт
    1,5813 × 10 -5  LY

Астрономической единицы (символ: АС, иа, или АС) является единицей длины , грубо расстояния от Земли до Солнца . Однако, это расстояние изменяется как Земля вращается вокруг Солнца, от максимального ( афелия ) до минимального ( перигелия ) и обратно один раз в год. Первоначально задуманная как средние афелиев Земли и перигелии, начиная с 2012 года он был определен как точно +149 597 870 700 метров или около 150 миллионов километров (93 миллионов миль). Астрономическая единица используются в основном для измерения расстояний в пределах Солнечной системы или вокруг других звезд. Тем не менее, он также является фундаментальным компонентом в определении другого блока астрономической длиной, в парсека .

История использования символа

Различные единицы обозначений и аббревиатуры используются для астрономической единицы. В разрешении 1976 года Международный астрономический союз (МАС) используется символ A для астрономической единицы. В астрономической литературе, символ AU был (и остается) распространен. В 2006 году Международное бюро мер и весов (МБМВ) рекомендуется иа как символ блока. В ненормативного приложении С к ISO 80000-3 (2006), символ астрономической единицы является «иа». В 2012 году МАУ, отметив « что различные символы , используемых в настоящее для астрономической единицы», рекомендуется использование символа «аи». В пересмотру С. И. Брошюра 2014, МБМВ используется единичный символ «а.е.».

Разработка блока определения

Орбита Земли вокруг Солнца является эллипсом . Большая полуось этого эллиптической орбите определяется как половина прямого отрезка , соединяющего Афелий . В центре Солнца находится на этом отрезке прямой, но не на его середину. Поскольку эллипсы хорошо понимать формы, измерение точек ее крайних определенные точная форма математически, и сделали возможные расчеты для всей орбиты, а также предсказания , основанных на наблюдении. Кроме того, он наметил именно наибольшую дистанцию прямолинейной , что Земля пересекает в течение одного года, определив время и место для наблюдения за большой параллакс (очевидные сдвиги положения) в ближайших звездах. Сдвиг Зная Земли и сдвиг звездочки позволили расстояниям звезды, чтобы быть вычислены. Но все измерения подлежат определенную степени погрешности и неопределенности, а также неопределенности в длине астрономической единицы только увеличили неопределенность в звёздных расстояниях. Усовершенствования точности всегда были ключом к улучшению астрономического понимания. На протяжении ХХ века, измерение становится все более точным и сложным, и все в большей степени зависит от точного наблюдения эффектов , описанных Эйнштейна теория относительности и на математических инструментах он использовал.

Улучшение измерения непрерывно проверены и перепроверены посредством улучшения понимания законов небесной механики , которые управляют движениями предметов в пространстве. Ожидаемые позиции и расстояние объектов в установленное время рассчитываются (в а.е.) от этих законов, и собраны в сбор данных , называемых эфемеридами . НАСА «s Jet Propulsion Laboratory ГОРИЗОНТЫ System предусматривает один из нескольких услуг эфемерид вычислений.

В 1976 году для того, чтобы создать еще более точное измерение для астрономической единицы, МАС официально приняло новое определение . Хотя непосредственно на основе тогдашнего наилучших имеющихся наблюдательных измерений, определение было изложить с точки зрения тогдашнего лучших математических выводов из небесной механики и планетарных эфемерид. Она указала , что «астрономической единицей длины является то , что длина ( ) , для которых Постоянная Гаусса ( K ) принимает значение 0,017 202 098 95 , когда единицы измерения являются астрономические единицы длины, массы и времени». Эквивалентно, по этому определению, один а.е. является «радиус невозмущенной круговой орбиты ньютоновской вокруг Солнца частицы , имеющий бесконечно малая массу, двигаясь с угловой частотой от 0,017 202 098 95  радиана в день »; или в качестве альтернативы , что длина которых гелиоцентрическая гравитационная константа (продукт О М ) равна ( 0,017 202 098 95 ) 2  АСА 3 / д 2 , когда длина используются для описания положения объектов в Солнечной системе.

Последующие изыскания Солнечной системы с помощью космических зондов позволили получить точные измерения относительных позиций внутренних планет и других объектов с помощью РЛСА и телеметрии . Как и во всех радиолокационных измерениях, они полагаются на измерение времени , необходимое для фотонов , чтобы отражаться от объекта. Поскольку все фотоны движутся со скоростью света в вакууме, фундаментальная константа Вселенной, расстояние объекта от зонда рассчитывается как произведение скорости света и измеренного времени. Однако для точного вычисление требует настроек для таких вещей, как движения зонда и предмета , а фотоны транзита. Кроме того, измерение самого времени должны быть переведены на стандартной шкале , которая учитывает релятивистского растяжения времени. Сравнение позиций эфемерид с временными измерениями , выраженных в TDB масштабе приводит к значению для скорости света в астрономических единицах в день (от 86 400  сек ). К 2009 году IAU обновила свои стандартные меры для отражения улучшений, и вычислил скорость света в 173.144 632 6847 (69) AU / д (БРТ).

В 1983 году Международный комитет мер и весов (МКМВ) модифицировали Международная система единиц (СИ, или «современный» метрической системы) , чтобы сделать метр определяемая как расстояние , проходимое в вакууме светом в 1/299792458 секунду. Это заменить предыдущее определение, действующего между 1960 и 1983, который был , что счетчик равен определенное количество длин волн определенной линии излучения криптона-86. (Причина изменения была усовершенствованным способом измерения скорости света.) Скорость света , то может быть выражена точно так , как с 0 = 299 792 458  м / с , стандартной также принятой МСВЗ численных стандартами. Из этого определения и стандарт МАС 2009, время для света , чтобы пройти в AU оказывается τ = 499,004 783 8061 ± 0,000 000 01  лет , более 8 минут. Путем умножения, наилучшая оценка МАС 2009 был  = C 0 τ  = 149 597 870 700 ± 3 м , основанный на сравнении JPL и МАА-РАН эфемерид.

В 2006 году МБМВ сообщает значение астрономической единицы как 1,495 978 706 91 (6) × 10 11  м . В пересмотру СИ Брошюры 2014 года, МБМВ признал МАС 2012 переопределения астрономической единицы как 149 597 870 700  м . или увеличение 9 метров.

Эта оценка была получена еще из наблюдений и измерений , подлежащих ошибкам, и основываются на методах , которые еще не стандартизировать все релятивистские эффекты, и , таким образом , не были постоянны для всех наблюдателей. В 2012 году , установив , что уравнивание относительности в одиночку сделает определение слишком сложная, МАС просто использовали оценку 2009 года переопределить астрономической единицы как условная единица длины непосредственно связан с метра (точно +149 597 870 700  м ). Новое определение также признает , как следствие , что астрономическая единица теперь играть роль восстановленного значения, ограниченную в использовании того из удобства в некоторых приложениях.

1 астрономическая единица   = 149 597 870 700 метров (точно)
92,955 807 млн миль
499.004 световых секунд
4,848 1368 миллионных ( 4,848 1368 × 10 -6 ) от парсека
15,812 507 миллионных ( 15,812 507 × 10 -6 ) от светового года

Это определение делает скорость света, определяемую как точно 299 792 458  м / с , равной точно 299 792 458  ×  86 400  ÷  149 597 870 700 или приблизительно 173,144 632 674 240 а.е. / д, около 60 частей на триллион меньше +2009 оценка.

Использование и значение

С определениями , используемыми до 2012 года, астрономическая единица зависело от гелиоцентрической гравитационной постоянной , то есть произведение гравитационной постоянной G и солнечной массы M . Ни G , ни М может быть измерены с высокой точностью раздельно, но стоимость их продукции известна с высокой точностью из соблюдая относительного положения планетов ( Третий закон Кеплера выражается в терминах ньютоновского тяготения). Только продукт необходимые для расчета положения планет для эфемерид , поэтому эфемериды вычисляются в астрономических единицах , а не в единицах СИ.

Расчет эфемерид также требует рассмотрения эффектов общей теории относительности . В частности, временные интервалы измеряются на поверхности Земли ( земное время , ТТ) не постоянны по сравнению с движениями планет: наземный второй (ТТ) оказывается дольше в зимний период в Северном полушарии и короче в летний период в Северном Полушарии когда это по сравнению с «планетарной вторым» (условно измеряется в барицентрическом динамичное время , TDB). Это объясняется тем , что расстояния между Землей и Солнцем не фиксировано (она колеблется между 0,983 289 8912 и 1.016 710 3335  AU ) и, когда Земля ближе к Солнцу ( перигелий ), гравитационное поле Солнца сильнее и Земля двигается быстрее наряду ее орбитальный путь . Когда расходомер определяется с точки зрения второго и скорость света постоянна для всех наблюдателей, наземная метров проявляется в изменении в длину по сравнению с «планетарной метр» на периодической основе.

Метр определяется как единица надлежащей длины , но определение СИ не определяет метрический тензор быть использовано при определении его. Действительно, Международный Комитет по мерам и весам (МК) отмечает , что «его определение применимо только в пределах пространственной степени достаточно малой , что эффект неоднородности гравитационного поля можно пренебречь». Таким образом , расходомер не определен для целей измерения расстояний в Солнечной системе. 1976 определение астрономической единицы было неполным , поскольку он не уточнил отсчета , в которой время должна быть измерена, но оказалась практичной для вычисления эфемерид: полнее четкости , что согласуется с общей относительности была предложена и «энергичный дебаты»не последовало до августа 2012 года, когда МАУ приняла нынешнее определение 1 астрономической единицы = 149 597 870 700 метров .

Астрономическая единица , как правило , используется для звездной системы масштабного расстояния, например, размера с протозвездным диском или гелиоцентрическим расстоянии астероидов, в то время как другие блоки используются для других расстояний в астрономии . Астрономическая единица слишком мала , чтобы быть удобными для межзвездных расстояний, где парсек и световой год широко используются. Парсеке (параллакс угловой секунды) определяются в терминах астрономической единицы, являющееся Расстояние объекта с параллаксом 1 угловой секунды . Свет курса часто используется в популярных работах, но не утвержденный устройство внесистемных и редко используется профессиональными астрономами.

При моделировании численной модели Солнечной системы , астрономический блок обеспечивает надлежащий масштаб, минимизирующий ( переполнение , сгущенные и усечение ) ошибки в плавающей точке вычислений.

история

Согласно Архимеда в Sandreckoner (2.1), Аристарх Самосский оценивается расстояние до Солнца , чтобы быть 10 000 раз радиус Земли (истинное значение составляет около 23 000 ). Тем не менее, Книга о размерах и расстояниях Солнца и Луны , которая издавна приписывали Аристарх, говорит , что он рассчитывается расстояние до Солнца составляет от 18 до 20 раз расстояние до Луны , в то время как истинная отношение о 389,174. Последняя оценка была основана на угле между полумесяцем и Солнцем, которую он оценивается как 87 ° (истинное значение Будучи близко к 89.853 °). В зависимости от расстояния , которое Van Helden предполагает Аристарх используется для расстояния до Луны, его вычисленное расстояние к Солнцу будет падать между 380 и 1520 радиусов Земли.

Согласно Евсевия Кесарийского в Praeparatio Evangelica (Книга XV, глава 53), Эратосфен найдены расстояния до Солнца , чтобы быть «σταδιων μυριαδας τετρακοσιας και οκτωκισμυριας» (буквально «из стадионов мириады 400 и 80 000 ») , но с дополнительным ноты что в греческом тексте грамматического соглашения между мириадами (не стадионами ), с одной стороны , и как 400 и 80 000 с другой стороны , как и в греческом языке, в отличие от английского, все три (или всех четыре , если один должны были включать стадионы ) слова являются изменяемыми . Это было переведено либо как 4 080 000 стадий (1903 перевод по Эдвин Гамильтона Гиффорд ), или как 804 000 000 стадий (издание дез Места» , датированный 1974-1991). Используя греческий стадион 185 до 190 метров, бывший перевод доходит до 754 800  км до 775 200  км , что является слишком низким, в то время как второй перевод приходит 148,7 до 152,8 миллиона километров (точность в пределах 2%). Гиппарх также дал оценку расстояния Земли от Солнца, цитируемый по Паппу в равном 490 радиусов Земли. в соответствии с предположительными реконструкциями Ноэля Свердлова и GJ Toomer , это происходит от его вступления в «наименее ощутимый» солнечном параллаксе 7 угловых минут.

Китайский математический трактат, то Zhoubi Suanjing (с. Первым веком до н.э.), показан , как расстояние до Солнца может быть вычислено геометрический, используя различные длины полуденной тени , наблюдаемой в трех местах +1000 литий врозь и предположение , что Земля плоская ,

Расстояние до Солнца
оцененного
Оценить В а.е.
Солнечный
параллакс
Земные
радиусы
Архимед (третий век до н.э.)
Псаммите )
40 " 10 000 0,426
Аристарх (третий век до н.э.)
О размерах и расстояниях )  
- 380- 1 520 0.016-0.065
Гиппарх (2 век до н.э.) 7 ' 490 0,021
Посидоний (1 века до н.э.)
(цитата по одновозрастным Клеомедам )
- 10 000 0,426
Птолемей (2 век) 2 '50 " +1210 0,052
Годфруа Венделин (1635) 15 " 14 000 0,597
Иеремия Хоррокс (1639) 15 " 14 000 0,597
Христиан Гюйгенс (1 659) 8,6 " 24 000 1,023
Кассини и Рише (1672) 9 1 / 2 " 21 700 0,925
Жером Лаланд (1771) 8,6 " 24 000 1,023
Саймон Ньюкомб (1895) 8,80 " 23 440 0,9994
Артур Хинкс (1909) 8,807 " 23 420 0,9985
Г. Спенсер Jones (1941) 8,790 " 23 +466 1,0005
современная астрономия 8,794 143 " 23 455 1,0000

В CE 2 века, Птолемей оценил среднее расстояние Солнца в 1210 раз радиуса Земли . Для определения этого значения, Птолемей начал измеряя параллакс Луны, обнаружив , что составил горизонтальный лунный параллакс 1 ° 26 ', который был слишком велик. Затем он получен максимальное лунное расстояние 64 1 / 6  радиусов Земли. Из - за отмены ошибки в его параллакса фигуре, его теории орбиты Луны и других факторов, эта цифра была примерно правильно. Затем он измерил видимые размеры Солнца и Луны , и пришел к выводу , что кажущаяся диаметра Солнца была равна кажущимся диаметр Луны на наибольшем расстоянии Луны, и из учетных лунных затмений, он оценил этот кажущийся диаметр, как и а также кажущийся диаметр конуса тени Земли проходимого Луна во время лунного затмения. Учитывая эти данные, расстояние Солнца от Земли может быть вычислено -тригонометрический быть 1210 радиусов Земли. Это дает коэффициент солнечной Луне на расстояние около 19, показателя соответствия Аристархя в. Хотя процедура Птолемея Теоретически работоспособная, он очень чувствителен к небольшим изменениям в данных, так что изменения измерения на несколько процентов могут сделать солнечное расстояние бесконечно.

После греческой астрономии был передан в средневековом исламском мире, астрономы внесли некоторые изменения в космологической модели Птолемея, но не сильно изменять свою оценку расстояния от Земли до Солнца. Например, в своем введении к астрономии Птолемея, аль-Farghānī дал среднее солнечное расстояние 1170 радиусов Земли, а в его Zij , аль-Баттани использовал среднее солнечное расстояние 1108 радиусов Земли. Последующие астрономы, такие как Бируни , использованы одинаковые значения. Позже в Европе, Коперник и Тихо Брага также используются сопоставимые показатели ( 1142 и 1150 радиусов Земли), и поэтому приближенные Земли вс расстояние Птолемея пережили 16 - го века.

Иоганн Кеплер был первым , чтобы понять , что оценка Птолемея должна быть сильно заниженной (по Кеплеру, по крайней мере, в три раз) , в его Рудольфинских таблицах (1627). Законы Кеплера позволили астрономам вычислить относительные расстояния планет от Солнца, и возродили интерес измерения абсолютного значения для Земли (который затем может быть применен к другим планетам). Изобретение телескопа позволило значительно более точным измерениям углов , чем это возможно с невооруженным глазом. Фламандский астроном Годфруа Венделин многократных измерений Аристарх в 1635 году, и нашли , что стоимость Птолемея была слишком низкой по крайней мере в одиннадцать.

Несколько более точную оценку можно получить, наблюдая прохождение Венеры . Измеряя транзита в двух разных местах, можно точно вычислить параллакс Венеры и от относительного расстояния от Земли и Венеры от Солнца, солнечного параллакса α (который не может быть измерена непосредственно связано с яркостью Солнца). Иеремия Хоррокс попыталась произвести оценку , основанную на его наблюдении 1639 транзита (опубликовано в 1662), давая солнечный параллакс 15 угловых секунд , похожих на рисунок Венделина. Солнечный параллакс связан с расстоянием от Земли до Солнца , как измерен в радиусах Земли по

Меньше солнечного параллакса, тем больше расстояние между Солнцем и Землей: солнечного параллакса от 15" эквивалентна Земли-Солнца расстоянии 13 750 радиусов Земли.

Христиан Гюйгенс считал , что расстояние было еще больше: сравнивая очевидные размеры Венеры и Марса , он оценил значение около 24 000 радиусов Земли, эквивалентную солнечного параллакса 8,6" Хотя оценка Гюйгенса замечательно близка к современным значениям. , часто сбрасывать со счетов историки астрономии из - за многих непроверенных (и неправильных) допущений он должен был сделать его методе работы, точность его ценность , кажется, базируется больше на удачу , чем результатов измерения, с его различные ошибки отменяя друг другу.

Прохождения Венеры по всей поверхности Солнца были, в течение длительного времени, лучший метод измерения астрономической единицы, несмотря на трудности (здесь, так называемый « черный падение эффекта ») и редкости наблюдения.

Жан Рише и Джованни Доменико Кассини измерил параллакс Марса между Парижем и Кайенна в Гвиане , когда Марс был в его ближе к Земле в 1672 году Доехали на рисунке для солнечного параллакса 9 1 / 2  », эквивалентна наземно вс расстояние около 22 000 радиусов Земли. Они были также первыми астрономами , чтобы иметь доступ к точному и надежному значению радиуса Земли, которые были измерены их коллега Жан Пикар в 1669 в качестве 3269 тыс toises . Другой коллега, Ole Рёмер обнаружил конечную скорость света в 1676: скорость была настолько велика , что обычно цитируются как время , необходимое для света , чтобы пройти расстояние от Солнца до Земли, или «светлого времени на единицу расстояния», конвенции , которая до сих пор следовал астрономы сегодня.

Лучше метод наблюдения Венеры транзитов был разработан James Gregory и опубликовал в своем Optica Promata (1663). Он был сильно выступают Эдмон Халли и был применен к транзитов Венеры наблюдали в 1761 и 1769, а затем снова в 1874 году и 1882. Транзиты Венеры происходят в парах, но меньше , чем в одной паре каждый веке, и соблюдение транзитов в 1761 и 1769 была беспрецедентная международная научная операции , включающие наблюдения Джеймса Кука и Чарльз Грин из Tahiti. Несмотря на войны Семилетний , десятки астрономов были направлены на наблюдения точек по всему миру с большими затратами и личной опасностью: некоторые из них умерли в начинании. Различные результаты были сопоставлены с помощью Жером Лаланд , чтобы получить рисунок для солнечного параллакса 8,6 ".

Дата метод / GM неопределенность
1895 аберрация 149,25 0,12
1941 параллакс 149,674 0,016
1964 радиолокационный 149.5981 0,001
1976 телеметрия 149,597 870 0,000 001
2009 телеметрия 149,597 870 700 0,000 000 003

Другой способ включает определение постоянной аберрации . Саймон Ньюкомб дал большой вес этого метод при получении его общепринятого значения 8,80 "для солнечного параллакса (недалеко от современного значения 8.794 143 "), хотя Ньюкомбы также использовали данные из прохождений Венеры. Ньюкомб также сотрудничал с А. А. Майкельсона измерять скорость света с Земли на основе оборудования; в сочетании с константой аберрации (которая связана с легким временем на единицу расстояния), это дало первое прямое измерение Земли-Солнце расстояния в километрах. Значение Ньюкома для солнечного параллакса (и для константы аберрации и гауссовой гравитационной постоянной ) были включены в первую международную систему астрономических констант в 1896 г., которая оставалась на месте для расчета эфемерид до 1964 года Название «астрономической единицы» оказывается первый, был использован в 1903 году.

Открытие околоземных астероидов 433 Эроса и его проход околоземной орбиты в 1900-1901 позволили существенно улучшить параллакс измерения. Еще один международный проект для измерения параллакса 433 Эрос проводились в 1930-1931 гг.

Непосредственные измерения радиолокационных расстояний до Венеры и Марса стали доступными в начале 1960. Наряду с улучшенными измерениями скорости света, они показали, что значения Ньюкома для солнечного параллакса и константы аберрации были противоречивыми друг с другом.

события

Астрономическая единица используется как базовый треугольник для измерения параллаксов звезд (расстояния в изображении не в масштабе) .

Единицы измерения расстояния (значение астрономической единицы в метрах) могут быть выражены в терминах других астрономических констант :

где G является ньютоновской гравитационной постоянной , М является солнечная массовое , K представляет собой численное значение гауссовой гравитационной постоянной и Д это период времени одного дня. Вс постоянно теряет массу, излучая энергию в сторону, так что орбиты планет неуклонно расширяется кнаружи от Sun. Это привело к призывам отказаться астрономической единицы в качестве единицы измерения.

Поскольку скорость света имеет точный заданное значение в единицах СИ и гауссова гравитационная константа K зафиксирована в астрономической системе единиц , измерение света времени на единицу расстояния в точности эквивалентно измерения произведения G M в системе единиц СИ. Таким образом, можно построить эфемериды целиком в системе единиц СИ, которые в большей степени становятся нормой.

2004 анализ радиометрических измерений во внутренней Солнечной системе предположил , что светское увеличение в единицу расстояния было гораздо больше , чем можно объяснить воздействием солнечного излучения, + 15 ± 4 метров в столетие.

Измерения вековых вариаций астрономической единицы не подтверждены другими авторами и являются весьма спорными. Кроме того, с 2010 года, астрономическая единица не была оценена планетарными эфемеридами.

Примеры

В следующей таблице приведены некоторые расстояния, приведенные в астрономической единицы. Оно включает в себя некоторые примеры с расстояниями, которые, как правило, не приведенными в астрономической единицы, потому что они либо слишком короткие или слишком долго. Расстояния обычно меняются с течением времени. Примеры приведены с увеличением расстояния.

объект Длина или расстояние (AU) Спектр Комментарий и опорная точка Refs
Светло-второе 0,002  - расстояние свет проходит в течение одной секунды -
лунное расстояние 0,0026 - Среднее расстояние от Земли (которую Аполлон занял около 3 дней до поездки) -
Солнечный радиус 0,005  - радиус Солнца ( 695 500  км , 432 450  миль , сто раз радиус Земли или в десять раз среднего радиуса Юпитера) -
Light минут 0,12   - Расстояние свет проходит в течение одной минуты -
Меркурий 0,39   - Среднее расстояние от Солнца -
Венера 0,72   - Среднее расстояние от Солнца -
земной шар 1,00   - средняя дальность орбиты Земли от Солнца ( солнечного света двигается в течение 8 минут и 19 секунд до достижения Земли) -
Марс 1,52   - Среднее расстояние от Солнца -
Светло-час 7,2    - Расстояние свет проходит через один час -
пояс Койпера 30      - Внутренний край начинается примерно 30 а.е.
Светло-день 173      - Расстояние свет проходит за один день -
Световой год 63 241      - Расстояние свет проходит за один год юлианского (365,25 дней) -
облако Оорта 75 000      ± 25 000 Расстояние от внешней границы облака Оорта от Солнца (по оценкам, соответствует 1,2 световых лет) -
парсек 206 265      - один парсек (The парсек определен в терминах астрономической единицы, используется для измерения расстояний , выходящие за рамки Солнечной системы и составляет около 3,26 световых лет.)
Проксима Центавра +268 000      ± 126 Расстояние до ближайшей звезды к Солнечной системе -
Галактический центр 1 700 000 000      - Расстояние от Солнца до центра Млечного Пути -
Примечание: Цифры в этой таблице обычно округлые, оценки, часто грубые оценки, и могут значительно отличаться от других источников. Таблица также включает в себя другие единицы длины для сравнения.

Смотрите также

Рекомендации

дальнейшее чтение

внешняя ссылка