直径とは? わかりやすく解説

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ちょっ‐けい〔チヨク‐〕【直径】


直径

円周上の1点から中心通って反対側の円周までひいた線分長さを直径という。

[図]

直径は半径2倍である。

円周が直径の何倍にあたるかを表した数を円周率(π)という。

参考

(直径 から転送)

出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2022/11/16 00:33 UTC 版)

初等幾何学における図形(けい、: diameter)は、その図形の差し渡しをいう。ギリシア語: διάμετροςδια-「亙りの」+ μέτρον「大きさ」)[1] に由来する。


  1. ^ Online Etymology Dictionary
  2. ^ Toussaint, Godfried T. (1983). Solving geometric problems with the rotating calipers. Proc. MELECON '83, Athens. http://citeseerx.ist.psu.edu/viewdoc/summary?doi=10.1.1.155.5671. 
  3. ^ Définitions lexicographiques et étymologiques de « module » (sens A, 2, a) du Trésor de la langue française informatisé, sur le site du Centre national de ressources textuelles et lexicales (consulté le 21 mai 2016).
  4. ^ Cut-the-Knot
  5. ^ a b Bourbaki, N., Topologie générale, Éléments de mathématique, III 
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  9. ^ Jean-Pierre Ramis、André Warusfel および al., Mathématiques. Tout-en-un pour la Licence, vol. 2, Dunod,‎ , 2e éd. (1re éd. 2007) (ISBN 978-2-10-071392-9, lire en ligne), p. 400.
  10. ^ Re: diameter of an empty set
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  12. ^ JIS Z8317-1:2008 『製図ー寸法及び公差の記入方法ー 第1部:一般原則』§7.1「寸法補助記号」(p. 12)、§7.2「直径」(p. 13)。


「径」の続きの解説一覧

直径

出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2022/05/09 08:25 UTC 版)

ベテルギウス」の記事における「直径」の解説

直径の大きい恒星の一覧」も参照 1920年12月13日に、太陽以外の恒星では初めての光球角直径測定ベテルギウス行われた当時干渉法技術はまだ初期の段階であったが、この測定には成功した研究者らは均一な恒星円盤モデル用いてベテルギウス角直径が0.047秒であると測定したが、周辺減光により周辺暗くなるため実際にはそれよりも17%大きくなるとして、ベテルギウス角直径を0.055秒と推定したそれ以降に行われた他の研究求められたベテルギウス角直径は0.042 - 0.069秒の範囲だった。これらのデータベテルギウスまでの距離の推定範囲180 - 815光年組み合わせるベテルギウス半径1.2 - 8.9 au1億7600 - 13億3100 km)となる。それと比較して太陽から火星までは1.5 au小惑星帯にあるケレスまでは2.7 au木星までは5.2 au離れている。仮に太陽系において太陽ベテルギウス置き換えると、光球大きさ木星軌道を超え、9.5 au離れた土星軌道付近にまで達す可能性があるベテルギウスには以下の理由により、正確な直径を測定するのが困難だったベテルギウス脈動星なので、時間とともにその直径が変化する周辺減光により縁部暗くなる発光する色が変化し中心から離れるにつれて明るさ暗くなるので、ベテルギウスには定義可能な「縁」が無い。 ベテルギウス表面から放出され物質、つまり光を吸収もしくは放出する物質構成され星周外層包まれているため、光球範囲定義することが難しい電磁スペクトル内の様々な波長で直径の測定を行うことができるが、報告される直径の測定値には30 - 35%もの差が生じ場合もあり、また、恒星見かけの大きさ観測する波長によって異なるため、これらの測定結果を比較することは困難である研究では、測定されベテルギウス角直径紫外線波長でかなり大きくなるが、近赤外線波長では見かけの大きさ小さくなり、中赤外線波長では再び大きく見えるうになることが示されている。 乱流角分解能低下させるため、大気揺らぎ地上望遠鏡から得られる画像分解能制限させてしまう。 これらの問題を解決するために。研究者様々な解決策採用している。1868年アルマン・フィゾーによって初め考案され天文干渉法は、現在の望遠鏡性能大幅に改良することを可能にさせ、さらに1880年代マイケルソン干渉計発明につながりベテルギウス最初の直径測定にも至った独創的な概念であった。1つではなく2つ目で物体認識する人間奥行き感覚向上するように、フィゾー恒星空間分光分布に関する情報もたらす干渉を得るために、1つではなく2つ開口部から恒星観察することを提案したその後科学急速に進化し複数開口部がある干渉計スペックル・イメージング撮影使用されるようになり、フーリエ解析用いて合成して高解像度ポートレート作成している。1990年代行われたベテルギウスホットスポットこの方法論特定された。その他の技術革新として、補償光学ハッブル宇宙望遠鏡スピッツァー宇宙望遠鏡のような宇宙望遠鏡3つの望遠鏡から照射される光線同時に組み合わせることでミリ秒単位空間分解能達成できるAstronomical Multi-BEam Recombiner(AMBER)が含まれる電磁スペクトルのどの部分で(可視光域か、近赤外域か、または中赤外域か)最も正確にベテルギウスの直径を測定できるかについては、未だに議論続いているベテルギウスは56.6 ± 1.0ミリ秒角直径を持つと測定された。2000年には54.7 ± 0.3ミリ秒測定されているが、この測定値中赤外線では目立たないホットスポット影響無視している。また、理論上周辺減光による減光差し引き含めると角直径は55.2 ± 0.5ミリ秒とされた。以前推定値では、2008年Harper仮定した642 ± 147光年197 ± 45パーセク)というベテルギウスまでの距離を用いて半径太陽木星間の距離にほぼ等しい5.6 auすなわち1,200 太陽半径(R☉)に相当するとされた。それを基に木星軌道ほぼ同じ大きさベテルギウス描いた図が2009年天文雑誌アストロノミー、その翌年Astronomy Picture of the DayAPOD)に掲載された2004年近赤外線用いてより正確な光球角直径測定行ったPerrin率い研究チームは、その角直径を43.33 ± 0.04ミリ秒測定した。この研究では、観測する波長異なるとベテルギウスの直径の測定値異なってくる理由についても説明されている。恒星大きく温度が高い広がった恒星大気を通じて観測される短波長(可視スペクトル)では光が大気散乱されるため、わずかに直径が大きく見えるようになり、一方で近赤外波長(KバンドおよびLバンド)では、光の散乱無視できるので本来の光球直接見ることできる。そして、中赤外波長では、散乱が再び起きるようになり、また、暖かい大気熱放射によって見かけの直径が大きくなることが示された2009年公開されたInfrared Optical Telescope ArrayIOTA)とVLTIを使用した研究により、Perrinらによる分析強く支持されベテルギウス角直径が42.57 - 44.28ミリ秒比較的狭い誤差範囲求められた2011年には2009年発表された角直径測定結果裏付ける近赤外波長としては3番目に測定された、周辺減光しているベテルギウス角直径推定値として42.49 ± 0.06ミリ秒得られている。その結果として、2004年Perrinらが報告した角直径43.33ミリ秒2007年ヒッパルコス観測データを基にvan Leeuwen報告したベテルギウスまでの距離496 ± 65光年152 ± 20パーセク)とを組み合わせると、近赤外波長におけるベテルギウス光球半径は3.4 auすなわち730太陽半径(5億860 km)となる。2014年発表された論文では、VLTIに搭載されAMBER用いて行われたHバンドとKバンドでの観測用いて、42.28ミリ秒明るさ一様で周辺減光がないとすると41.01ミリ秒に相当)という角直径導き出された。 同じく2009年研究では、1993年から2009年にかけてベテルギウス半径が約15%も収縮しており、しかも加速的に収縮しているらしいことがわかった。この研究では、これまで発表されてきたほとんどの研究とは異なり特定の波長のみで観測され15年分の観測データ研究対象とした。それまで研究では、複数波長観測され連続1 - 2年分のデータ調査されていたが、多くの場合において非常にばらつきのある結果となっていた。ベテルギウス見かけの大きさは、1993年測定では56.0 ± 0.1ミリ秒だったのが2008年測定では47.0 ± 0.1ミリ秒になっており、約15年間の間にほぼ0.9 au1億3464 km)も収縮したことになる。この観測結果天文学者らが理論化してきたような光球リズミカルな膨張収縮証拠であるかどうかは完全にわかっていないが、もしそうであるならば周期的なサイクル存在する可能性があるが、研究グループ率いたTownesは仮にそのようなサイクルがあるとするなら、その周期はおそらく数十年に及ぶとしている。他に考えられる要因として、対流によって光球突出起きている可能性や、非対称形状であることから恒星自転軸中心に自転する膨張収縮起きことによる可能性があるベテルギウス膨張収縮可能性示唆している赤外波長での測定値と、光球比較一定の直径を持つことを示唆している近赤外波長での測定値違いに関する議論はまだ解決されていない2012年発表された論文で、カリフォルニア大学バークレー校研究チーム測定値が「光球上の冷たく光学的に厚い物質挙動支配されている」と報告し恒星見かけ上の膨張収縮光球自体ではなく周囲の外殻活動よるものである可能性示した。この結論がさらに裏付けられれば、ベテルギウス平均角直径Perrinらが推定した43.33ミリ秒に近いことを示唆することになり、ベテルギウス大きさHarperらが報告したもの(643光年)よりも短い距離496光年仮定すると3.4 au730太陽半径)となる。ガイア計画で、ベテルギウス大きさ計算する際に使用する距離の仮定値を明らかにできるかもしれないかつては太陽外でベテルギウス最も大きい角直径を持つと考えられていたが、1997年かじき座R星角直径が57.0 ± 0.5ミリ秒と測定されたことで、太陽外で最大の角直径を持つ恒星ではなくなった。しかし、かじき座R星地球から約200光年近くベテルギウスまでの距離の約3分の1程度しか離れていない。 一般的に報告されている大きく低温恒星半径ロスランド半径(Rosseland radius)で、これは光学的深さ3分の2という特定の値となる光球半径として定義されている。これは、恒星有効温度放射光度から計算された半径対応するロスランド半径直接測定された半径とは異なるが、角直径測定使われる波長に応じて広く使用されている換算係数である。例えば、角直径が55.6ミリ秒測定され場合平均ロスランド直径は56.2ミリ秒となる。2016年発表された広がった外層ではないベテルギウス光球角直径測定から得られロスランド半径は約887太陽半径で、誤差含めると最大で1100太陽半径にまで達す可能性もあるとされた。 2020年発表されたオーストラリア大学カブリ数物連携宇宙研究機構などによる研究では、新たな観測結果分析などからベテルギウス大きさは764太陽半径とされ、従来最大値(約1100太陽半径)の約3分の2程度大きさしかないことが判明した。この半径測定値結果から、ベテルギウスまでの距離の推定値も改められ従来よりも地球近い距離位置する考えられた。

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直径

出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2022/01/06 04:37 UTC 版)

ディスクメディア」の記事における「直径」の解説

ディスクメディア規格ごとに直径が定まっている。CD以降は、光ディスクプレーヤーはマルチプレイヤー一般的になったため、後継メディアCDに合わせることが多くなった。 ディスクの直径はしばしインチ表されるが、インチでの値はおおよそのことがある。 ミリインチ例300 12 レコードLDVHD 250 10 レコード 200 08 FDHD 180 07 EPレコード 130 05(.25) FDHD 120 05 CDDVDBD多数 090 03.5 FDHDMO 080 03 CDシングル 065 02.5 HDMD 048 01.8(9) HD インチ数( )入れた部分は、省略されることもある(5.25インチを5インチ、等)

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直径

出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2021/06/07 21:49 UTC 版)

おとめ座超銀河団」の記事における「直径」の解説

おとめ座超銀河団の直径は2億光年 (1 ×1020 km) である。およそ100銀河群銀河団からなりその中心にはおとめ座銀河団居座っている。

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直径

出典:『Wiktionary』 (2021/06/16 13:36 UTC 版)

名詞

ちょっけい

  1. 中心通り両端円周上または球面上にある線分また、その長さ

発音(?)

ちょっ↗けー

関連語

翻訳


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