पारसेक: Difference between revisions

'''पारसेक''' (प्रतीक: पीसी) लंबाई की इकाई है जिसका उपयोग सौर मंडल के बाहर खगोलीय पिंडों की बड़ी दूरियों को मापने के लिए किया जाता है, जो लगभग 3.26 प्रकाश वर्ष या 206,265 खगोलीय इकाई (एयू),अर्थात 30.9 खरब किलोमीटर (19.2 खरब मील) के समान है। {{efn|name=trillion|One trillion here is [[long and short scales|short scale]], ie. 10¹² (one million million, or billion in long scale).}} पारसेक इकाई [[लंबन]] और [[त्रिकोणमिति]] के उपयोग से प्राप्त की जाती है, और इसे उस दूरी के रूप में परिभाषित किया जाता है जिस पर 1 au अंतरित कोण आर्कसेकंड कोण को अंतरित करता है।<ref>{{Cite web |title=Cosmic Distance Scales – The Milky Way |url=https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/cosmic/milkyway_info.html |access-date=24 September 2014}}</ref> ({{sfrac|3600}} [[डिग्री (कोण)]])। यह मेल खाता है {{sfrac|{{Val|648000}}|{{pi}}}} खगोलीय इकाइयां,अर्थात {{nowrap|1=1 pc = 1 au/tan(1 arcsec)}} हैं।<ref name="au_parsec">{{Cite journal |last1=B. Luque |last2=F. J. Ballesteros |date=2019 |title= सूर्य और उससे आगे|journal=[[Nature Physics]] |volume=15 |issue=12 |pages=1302 |doi=10.1038/s41567-019-0685-3 |bibcode=2019NatPh..15.1302L |doi-access=free}</ref> निकटतम तारा, [[सेंटौरी के पास|प्रॉक्सिमा सेंटॉरी ,]] सूर्य से लगभग 1.3 पारसेक (4.2 प्रकाश-वर्ष) दूर है।<ref>{{Cite conference |last=Benedict |first=G.&nbsp;F. |display-authors=etal |title=Astrometric Stability and Precision of Fine Guidance Sensor #3: The Parallax and Proper Motion of Proxima Centauri | url = http://clyde.as.utexas.edu/SpAstNEW/Papers_in_pdf/%7BBen93%7DEarlyProx.pdf |pages=380–384 |access-date=11 July 2007 |book-title=Proceedings of the HST Calibration Workshop}}</ref> अधिकांश नग्न-आंखों से दिखाई देने वाले तारे सूर्य के कुछ सौ पारसेक के भीतर हैं, जबकि सबसे दूर कुछ हजार पारसेक हैं। [4]

पारसेक शब्द सेकंड के लंबन का [[सूटकेस]] है और 1913 में ब्रिटिश खगोलशास्त्री [[हर्बर्ट हॉल टर्नर]] द्वारा निर्मित किया गया था।<ref name="dyson">{{Cite journal |last=Dyson |first=F.&nbsp;W. |author-link=Frank Watson Dyson |date=March 1913 |title= कैरिंगटन के सर्कम्पोलर कैटलॉग में तारों का अंतरिक्ष में वितरण|journal= [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |volume=73 |issue=5 |page=342 <!-- the whole article is at pp.=334–345 but single page in the source that supports the content" has preference. Note that both OUP.com and Harvard.edu PDFs are truncated at p. 342 --> | bibcode=1913MNRAS..73..334D |doi=10.1093/mnras/73.5.334 |doi-access=free | quote= [''paragraph 14, page 342''] Taking the unit of distance R* to be that corresponding to a parallax of 1″·0 [… Footnote:] <br> * There is need for a name for this unit of distance. Mr. [[Carl Charlier|Charlier]] has suggested [[Sirius|Sirio]]meter, but if the violence to the Greek language can be overlooked, the word ''Astron'' might be adopted. Professor [[Herbert Hall Turner|Turner]] suggests ''Parsec'', which may be taken as an abbreviated form of "a distance corresponding to a parallax of one second".}}</ref> [[खगोल]] विदों के लिए केवल अपरिष्कृत प्रेक्षणात्मक डेटा से खगोलीय दूरियों की गणना करना सरल बनाता हैं। आंशिक रूप में  इस कारण से, यह खगोल विज्ञान और [[खगोल भौतिकी]] में लोकप्रिय की जाने वाली इकाई है, चूँकि [[प्रकाश वर्ष]] [[लोकप्रिय विज्ञान]] ग्रंथों और सामान्य उपयोग में प्रमुख है। चूँकि मिल्की वे के भीतर छोटी दूरी के लिए पारसेक का उपयोग किया जाता है, ब्रह्मांड में बड़े मापक के लिए पारसेक के गुणकों की आवश्यकता होती है, जिसमें मिल्की वे, के भीतर [[मेगा]] और निकट अधिक दूर की वस्तुओं के लिए [[किलो-|किलो]]-पारसेक्स (केपीसी) -पारसेक्स (एमपीसी) मध्य-दूरी की [[आकाशगंगा]] और कई [[ कैसर | कैसर]] और सबसे दूर की आकाशगंगाओं के लिए गीगापारसेक(जीपीसी)

अगस्त 2015 में, [[अंतर्राष्ट्रीय खगोलीय संघ]] (आईएयू) ने संकल्प बी 2 पारित किया, जो मानकीकृत पूर्ण और स्पष्ट बोलोमेट्रिक परिमाण पैमाने की परिभाषा के भाग के रूप में, पारसेक की उपस्थित स्पष्ट परिभाषा का उल्लेख करता है। {{sfrac|{{Val|648000}}|{{pi}}}} au, या लगभग {{Val|30.856775814913673|e=15}}<!-- if absurdly many digits are needed, let the full listing correspond to rounded meters -->मीटर (खगोलीय इकाई की आईएयू 2012 त्रुटिहीन SI परिभाषा पर आधारित)। यह कई खगोलीय संदर्भों में पाए जाने वाले पारसेक की लघु-कोण परिभाषा के अनुरूप है।<ref>{{Cite book |title=एलन की एस्ट्रोफिजिकल क्वांटिटीज|date=2000 |publisher=AIP Press / Springer |isbn=978-0387987460 |editor-last=Cox |editor-first=Arthur N. |edition=4th |location=New York |bibcode=2000asqu.book.....C}}</ref><ref>{{Cite book |last1=Binney |first1=James |title=गांगेय गतिकी|last2=Tremaine |first2=Scott |date=2008 |publisher=Princeton University Press |isbn=978-0-691-13026-2 |edition=2nd |location=Princeton, NJ |bibcode=2008gady.book.....B}}</ref>

{{See also|तारकीय लंबन}}

पारसेक को अंतरिक्ष में अत्यधिक लम्बी काल्पनिक दाहिनी त्रिकोण के आसन्न पैर (विपरीत पैर 1 au) की लंबाई के समान होने के रूप में परिभाषित किया गया है। जिन दो आयामों पर यह त्रिकोण आधारित है, वे इसका छोटा पैर हैं, जिसकी लंबाई [[खगोलीय इकाई]] (औसत पृथ्वी-सूर्य की दूरी) है, और उस पैर के विपरीत शीर्ष का अंतरित कोण, चापसेकेंड को मापता है। त्रिकोणमिति के नियमों को इन दो मानों पर प्रारम्भ करके, त्रिभुज के दूसरे चरण (पारसेक) की इकाई लंबाई प्राप्त की जा सकती है।

किसी तारे की दूरी की गणना करने के लिए खगोलविदों द्वारा उपयोग की जाने वाली सबसे प्रचीन विधि में से है, आकाश में तारे की स्थिति के दो मापों के मध्य के कोण में अंतर को रिकॉर्ड करता है। प्रथम माप पृथ्वी से सूर्य की ओर लिया जाता है, और दूसरा लगभग अर्ध वर्ष पश्चात लिया जाता है, तो पृथ्वी सूर्य के विपरीत दिशा में होती है। तो दो माप लिए गए तब पृथ्वी की दो स्थितियों के मध्य की दूरी पृथ्वी और सूर्य के मध्य की दूरी से दोगुनी होती है। दो मापों के मध्य के कोण का अंतर लंबन कोण का दोगुना है, जो सूर्य और पृथ्वी से दूर के शीर्ष पर तारे तक की रेखाओं से बनता है। फिर त्रिकोणमिति का उपयोग करके तारे की दूरी की गणना की जा सकती है।<ref name="NASAparallax">{{Cite web |title=लंबन सूत्र निकालना|url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/YBA/HTCas-size/parallax1-derive.html |last=[[High Energy Astrophysics Science Archive Research Center]] (HEASARC) |website=NASA's Imagine the Universe! |publisher=Astrophysics Science Division (ASD) at [[NASA]]'s [[Goddard Space Flight Center]] |access-date=26 November 2011}}</ref> 1838 में जर्मन खगोल शास्त्री [[फ्रेडरिक विल्हेम बेसेल]] द्वारा इंटरस्टेलर दूरी पर किसी वस्तु का प्रथम सफल प्रकाशित प्रत्यक्ष मापन किया गया था, जिन्होंने [[ 61 हंस | 61 सिग्नी]] की 3.5-पारसेक दूरी की गणना करने के लिए इस दृष्टिकोण का उपयोग किया था।<ref>{{Cite journal |last=Bessel |first=F.&nbsp;W. |author-link=Friedrich Wilhelm Bessel |date=1838 |title=Bestimmung der Entfernung des 61sten Sterns des Schwans |trans-title=Determination of the distance of the 61st star of Cygnus |url=http://www.ari.uni-heidelberg.de/gaia/documents/bessel-1838/index.html |url-status=dead |journal=[[Astronomische Nachrichten]] |volume=16 |issue=5 |pages=65–96 |bibcode=1838AN.....16...65B |doi=10.1002/asna.18390160502 |archive-url=https://web.archive.org/web/20070624220502/http://www.ari.uni-heidelberg.de/gaia/documents/bessel-1838/index.html |archive-date=24 June 2007}}</ref>

[[Image:ParallaxV2.svg|thumb|left|upright=1.36|वार्षिक लंबन से तारकीय लंबन गति]]तारे के लंबन को उस [[कोणीय दूरी]] के अर्ध के रूप में परिभाषित किया जाता है जो तारा [[आकाश|आकाशीय]] गोले के सापेक्ष गति करता हुआ प्रतीत होता है जब पृथ्वी सूर्य की परिक्रमा करती है। समतुल्य रूप से, यह उस तारे के दृष्टिकोण से, पृथ्वी की कक्षा के सेमीमेजर अक्ष का अंतरित कोण है। तारा, सूर्य और पृथ्वी अंतरिक्ष में काल्पनिक समकोण त्रिभुज के शीर्ष बनाते हैं: समकोण सूर्य का कोना है,और तारे का शीर्ष लंबन कोण है। लंबन कोण के विपरीत दिशा की लंबाई पृथ्वी से सूर्य तक की दूरी है (खगोलीय इकाई, au के रूप में परिभाषित), और आसन्न पक्ष की लंबाई सूर्य से तारे की दूरी बताती है। इसलिए, त्रिकोणमिति के नियमों के साथ, लंबन कोण के माप को देखते हुए, सूर्य से तारे की को ज्ञात किया जा सकता है। पारसेक को तारे के प्रभुत्व वाले शीर्ष से सटे पक्ष की लंबाई के रूप में परिभाषित किया गया है जिसका लंबन कोण आर्कसेकंड है।

जहां θ आर्कसेकंड, दूरी में मापा गया कोण है_{पृथ्वी सूर्य}स्थिर है ({{Val|1|u=au}} या {{Convert|1|au|ly|disp=out|sigfig=5}}). गणना की गई तारकीय दूरी उसी मापन इकाई में होगी जो दूरी में उपयोग की जाती है_{पृथ्वी सूर्य} (उदाहरण के लिए यदि दूरी_{पृथ्वी सूर्य} = {{Val|1|u=au}}, दूरी के लिए इकाई तारा खगोलीय इकाइयों में है; यदि दूरी_{पृथ्वी सूर्य} = {{Convert|1|au|ly|disp=out|sigfig=5}}, दूरी के लिए इकाई तारा प्रकाश वर्ष में है)।

[[IAU|आईएयू]] 2015 रिज़ॉल्यूशन बी2 में उपयोग किए गए पारसेक की लंबाई<ref>{{Citation |title=RESOLUTION B2 |date=13 August 2015 |editor-last=International Astronomical Union |contribution=RESOLUTION B2 on recommended zero points for the absolute and apparent bolometric magnitude scales |contribution-url=http://www.iau.org/static/resolutions/IAU2015_English.pdf |place=Honolulu |publisher=[[International Astronomical Union]] |quote=The XXIX General Assembly of the International Astronomical Union notes [4] that the parsec is defined as exactly (648 000/<math>\pi</math>) au per the AU definition in IAU 2012 Resolution B2}}</ref> (बिल्कुल {{sfrac|{{Val|648000}}|{{pi}}}} खगोलीय इकाइयाँ) लघु-कोण गणना का उपयोग करके प्राप्त किए गए त्रुटिहीन रूप से युग्मित होती हैं। यह क्लासिक व्युत्क्रम-[[स्पर्शरेखा]] परिभाषा से लगभग भिन्न है {{Val|200|u=km}}, यानी केवल 11वें सार्थक अंक के पश्चात होता है। जैसा कि खगोलीय इकाई को आईएयू (2012) द्वारा मीटर में त्रुटिहीन [[SI]] लंबाई के रूप में परिभाषित किया गया था, इसलिए अब पारसेक मीटर में त्रुटिहीन एसआई लंबाई {{Val|30856775814913673|u=m}} से युग्मित होता है। निकटतम मीटर के लिए, छोटा-कोण पारसेक मेल खाता है .

लंबन विधि खगोल भौतिकी में दूरी निर्धारण के लिए मौलिक अंशांकन चरण है; चूँकि, लंबन कोण के भू-आधारित [[ दूरबीन ]] मापन की त्रुटिहीनता लगभग  {{Val|0.01|u=arcsecond}}तक सीमित है और इस प्रकार {{Val|100|u=pc}}  से अधिक नहीं  दूरी वाले तारों के लिए नहीं है।<ref>{{Cite web |title=Astronomy 162 |url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit1/distances.html |last=Pogge |first=Richard |publisher=Ohio State University}}</ref> ऐसा इसलिए है क्योंकि पृथ्वी का वातावरण किसी तारे की छवि की तीक्ष्णता को सीमित करता है।{{cn|date=August 2022}} अंतरिक्ष-आधारित टेलीस्कोप इस प्रभाव से सीमित नहीं हैं और जमीन-आधारित अवलोकनों की सीमा से परे वस्तुओं की दूरी को त्रुटिहीन रूप से माप सकते  हैं। 1989 और 1993 के बीच, [[यूरोपीय अंतरिक्ष एजेंसी]] (ईएसए) द्वारा प्रक्षेपित [[हिप्पार्कस]] उपग्रह ने लगभग  {{Val|0.97|ul=mas}}, [[ astrometry |एस्ट्रोमेट्रिक]] परिशुद्धता के साथ  {{Val|100000}} सितारों लंबन मापा और {{Val|1000|u=pc}} दूर तक सितारों की तारकीय दूरी के लिए त्रुटिहीन माप प्राप्त किया।<ref>{{Cite web |title=हिपपरकोस स्पेस एस्ट्रोमेट्री मिशन|url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS |access-date=28 August 2007}}</ref><ref>{{Cite web |title=हिप्पार्कस से हिपपरकोस तक|url=http://wwwhip.obspm.fr/hipparcos/SandT/hip-SandT.html |last=Turon |first=Catherine}}</ref>

ईएसए का गैया मिशन, जिसे 19 दिसंबर 2013 को आरंभ किया गया था, जिसका उद्देश्य 20 माइक्रोआर्कसेकंड के भीतर अरब तारकीय दूरियों को मापना है ,जो धनु राशि के [[गांगेय केंद्र]] लगभग 8000 पीसी दूर गैलेक्टिक केंद्र तक माप में 10% की त्रुटि उत्पन्न करता है।

पारसेक के अंशों में व्यक्त की गई दूरियां सामान्यतः पर एकल तारा प्रणाली के भीतर की वस्तुओं को समिलित करती हैं। उदाहरण के लिए:

 

.    खगोलीय इकाई (एयू), सूर्य से पृथ्वी की दूरी {{Val|5|e=-6|u=parsec}}. के ठीक नीचे है।

* जनवरी 2019 तक सबसे दूर का [[अंतरिक्ष यान]] [[मल्लाह 1|वायेजर 1]] {{Val|0.000703|u=parsec}} था। वोयाजर 1 को उस दूरी को तय करने में 41 वर्ष लगे।

* [[ऊर्ट बादल|ूर्त क्लाउड]] लगभग  {{Val|0.6|u=parsec}} होने का अनुमान है।

पारसेक (पीसी) में व्यक्त की गई दूरियों में निकट के सितारों के मध्य की दूरी समिलित होती है, जैसे कि ही [[सर्पिल भुजा]] या [[गोलाकार क्लस्टर]] में 1,000 पारसेक (3,262 ली)

की दूरी को किलोपारसेक (केपीसी) द्वारा दर्शाया जाता है। खगोलविद सामान्यतः आकाशगंगा के कुछ भागो या [[आकाशगंगा समूह]] के मध्य की दूरी को व्यक्त करने के लिए किलोपारसेक का उपयोग करते हैं। उदाहरण के लिए (एनबी पारसेक लगभग 3.26 प्रकाश वर्ष के समान है ):

* 1.3 पारसेक (4.24 लीप्रॉक्सिमा सेंटॉरी, सूर्य के अतिरिक्त पृथ्वी का सबसे निकटतम ज्ञात तारा प्रत्यक्ष लंबन 1.3 पारसेक (4.24 ली दूर है।

* [[प्लीएडेस]] के खुले समूह की दूरी है {{Val|130|10|u=pc}} ({{Val|420|30|u=ly}}) है।

* मिल्की वे का केंद्र पृथ्वी से 8 किलोपारसेक्स (26,000 ली) से अधिक है, और मिल्की वे लगभग 34 किलोपारसेक्स (110,000 ली) के पार है।

* [[एंड्रोमेडा गैलेक्सी]] ([[मेसियर वस्तु]])  पृथ्वी से  लगभग 780 केपीसी (25 लाख लीटर) दूर है।

खगोलविद सामान्यतः मेगापार्सेक (एमपीसी) में परस्पर [[आकाशगंगा समूह]] के मध्य की दूरी को व्यक्त करते हैं। मेगापारसेक एक मिलियन पारसेक्स या लगभग 3,260,000 प्रकाश वर्ष है।<ref>{{cite web |url=https://astronomy.com/magazine/ask-astro/2020/02/why-is-a-parsec-326-light-years |title=Why is a parsec 3.26 light-years? |website=Astronomy.com |date=1 February 2020 |access-date=20 July 2021 |url-status=live}}</ref> कभी-कभी, गांगेय दूरियां Mpc/h की इकाइयों में दी जाती हैं (जैसा कि 50/h Mpc/h के रूप में {{nowrap|50 Mpc ''h''⁻¹}} भी लिखा जाता है) h {{nowrap|0.5 < ''h'' < 0.75}} की सीमा में स्थिर ("आयामहीन हबल स्थिरांक") है, ब्रह्मांड के विस्तार की दर के लिए [[हबल स्थिरांक]] H के मान में अनिश्चितता को दर्शाता है: {{nowrap|1=''h'' = {{sfrac|''H''|100&nbsp;(km/s)/Mpc}}}}. सूत्र d ≈  का उपयोग करते हुए प्रेक्षित [[ लाल शिफ्ट ]] z को दूरी d में परिवर्तित करते समय हबल स्थिरांक प्रासंगिक हो जाता है {{nowrap|''d'' ≈ {{sfrac|''[[Speed of light|c]]''|''H''}} × ''z''}}.<ref>{{Cite web |title=Galaxy structures: the large scale structure of the nearby universe |url=http://pil.phys.uniroma1.it/twiki/bin/view/Pil/GalaxyStructures |url-status=dead |archive-url=https://web.archive.org/web/20070305202144/http://pil.phys.uniroma1.it/twiki/bin/view/Pil/GalaxyStructures |archive-date=5 March 2007 |access-date=22 May 2007}}</ref>

एक गीगापारसेक (जीपीसी) [[1000000000 (संख्या)]] पारसेक है सामान्यतः उपयोग की जाने वाली लंबाई की सबसे बड़ी इकाइयों में से हैं। गीगापारसेक लगभग {{Convert|1|Gpc|e9ly|sigfig=3|abbr=unit|disp=out}}होता है , या सामान्यतः पर {{sfrac|14}} अवलोकन योग्य ब्रह्मांड की क्षितिज दूरी ([[ब्रह्मांडीय पृष्ठभूमि विकिरण]] द्वारा निर्धारित) है। खगोलविद सामान्यतः के बड़े पैमाने की संरचना के आकार को व्यक्त करने के लिए  गीगापारसेक का उपयोग करते हैं |  जैसे कि [[CfA2 महान दीवार]] का आकार और दूरी; आकाशगंगा समूहों के मध्यकी दूरी; और क्वासर की दूरी है।

* एंड्रोमेडा गैलेक्सी पृथ्वी से लगभग 0.78 एमपीसी (2.5 मिलियन ली) से दूर है।

* निकटतम बड़ा आकाशगंगा समूह, कन्या समूह, पृथ्वी से लगभग 16.5 एमपीसी (54 मिलियन ली) है।<ref>{{Cite journal |last1=Mei |first1=S. |last2=Blakeslee |first2=J.&nbsp;P. |last3=Côté |first3=P. |display-authors=etal |date=2007 |title=एसीएस कन्या क्लस्टर सर्वेक्षण। तेरहवीं। SBF डिस्टेंस कैटलॉग और कन्या क्लस्टर की त्रि-आयामी संरचना|journal=The Astrophysical Journal |volume=655 |issue=1 |pages=144–162 |arxiv=astro-ph/0702510 |bibcode=2007ApJ...655..144M |doi=10.1086/509598|s2cid=16483538 }}</ref>

* आकाशगंगा [[RXJ1242-11]], में मिल्की वे के समान [[अत्यधिक द्रव्यमान वाला काला सुरंग|अत्यधिक द्रव्यमान वाला ब्लैक सुरंग]] कोर पाया गया जो पृथ्वी से लगभग 200 एमपीसी (650 मिलियन गीत) है।

* [[कण क्षितिज]] (अवलोकन योग्य ब्रह्मांड की सीमा) त्रिज्या लगभग 14 जीपीसी (46 अरब ली) है।<ref>{{Cite journal |last1=Lineweaver |first1=Charles H. |last2=Davis |first2=Tamara M. |date=1 March 2005 |title=बिग बैंग के बारे में भ्रांतियां|url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=misconceptions-about-the-2005-03&page=5 |url-status=dead |journal=Scientific American |volume=292 |issue=3 |pages=36–45 |bibcode=2005SciAm.292c..36L |doi=10.1038/scientificamerican0305-36 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110810231727/http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=misconceptions-about-the-2005-03&page=5 |archive-date=10 August 2011 |access-date=4 February 2016}}</ref>

== आयतन  इकाइयां ==

}}}} (kpc³)  में आयतन विभिन्न दिशाओं में चयन किये गए हैं। इन खंडों के सभी तारों की गणना की जाती है और सांख्यिकीय रूप से तारों की कुल संख्या निर्धारित की जाती है। गोलाकार समूहो , धूल के बादलों और इंटरस्टेलर गैस की संख्या इसी प्रकार से निर्धारित की जाती है। [[ सुपर क्लस्टर |सुपरक्लस्टर]] में आकाशगंगाओं की संख्या निर्धारित करने के लिए, क्यूबिक मेगापार्सेक में {{efn|name=vol}} (Mpc³) में मात्रा का चयन किया जाता है। इन खंडों की सभी आकाशगंगाओं को वर्गीकृत किया गया है। आकाशगंगाओं की कुल संख्या तब सांख्यिकीय रूप से निर्धारित की जा सकती है। विशाल बूट्स शून्य को क्यूबिक मेगापार्सेक में मापा जाता है।<ref name="KirshnerOemler1981">{{Cite journal |last1=Kirshner |first1=R.&nbsp;P. |last2=Oemler | first2=A. Jr. |last3=Schechter |first3=P.&nbsp;L. |last4=Shectman |first4=S.&nbsp;A. |year=1981 |title=बूट्स में एक मिलियन क्यूबिक मेगापारसेक शून्य|journal=The Astrophysical Journal |volume=248 |pages=L57 |bibcode=1981ApJ...248L..57K |doi=10.1086/183623 |issn=0004-637X}}</ref>

भौतिक ब्रह्माण्ड विज्ञान में दृश्यओर पदार्थ के वितरण को निर्धारित करने और आकाशगंगाओं और क्वासरों की संख्या निर्धारित करने के लिए घन मेगापारसेक{{efn|name=vol}} (Gpc³)   की मात्रा का चयन किया जाता है।  वर्तमान में सूर्य अपने क्यूबिक पारसेक में एकमात्र तारा है,{{efn|name=vol}} (pc³) गोलाकार समूहों में तारकीय घनत्व से {{Val|100|-|1000|u=pc⁻³}}से हो सकता है।

गुरुत्वीय तरंग इंटरफेरोमीटर (जैसे, [[LIGO|लीगो]], [[कन्या इंटरफेरोमीटर|वर्गो इंटरफेरोमीटर]]) का प्रेक्षणात्मक आयतन घन मेगापार्सेक{{efn|name=vol}} (Mpc³) के संदर्भ में बताया गया है और अनिवार्य रूप से प्रभावी दूरी घन का मान है।