長さの比較
表 > 地球外

| 因数 | 単位 | 値 | 説明 |
| --- | --- | --- | --- |

| 108 | 10 万 km | 14万2 984 km | 木星の直径 |
| 108 | 10 万 km | 29万9 792.458 km | 光が真空中を1秒間に進む距離（光秒） |
| 108 | 10 万 km | 38万4 400 km | 地球から月までの距離（月の軌道の半径） |
| 108 | 10 万 km | この領域の長さを測る物差し 視差 ：お互いの距離が判っている地球上の2点間から見た天球上での見かけの位置を比較することで月などの天体への距離を測定することができる。  ケプラーの法則 ：惑星等の公転周期の2乗と軌道長半径の3乗の比は一定であるというケプラーの第3法則から、天球上での運動を精密に観察することで、距離を求めることができる。  レーザー測距儀 ：レーザーには、遠距離に投射しても減衰が少ないという特徴がある。このため、投射したレーザーが反射して来るまでの時間を測定することで、高精度に月・地球近傍小惑星などの天体への距離を測定することができる。 | この領域の長さを測る物差し 視差 ：お互いの距離が判っている地球上の2点間から見た天球上での見かけの位置を比較することで月などの天体への距離を測定することができる。  ケプラーの法則 ：惑星等の公転周期の2乗と軌道長半径の3乗の比は一定であるというケプラーの第3法則から、天球上での運動を精密に観察することで、距離を求めることができる。  レーザー測距儀 ：レーザーには、遠距離に投射しても減衰が少ないという特徴がある。このため、投射したレーザーが反射して来るまでの時間を測定することで、高精度に月・地球近傍小惑星などの天体への距離を測定することができる。 |
| 109 ギガ(G) | 100 万 km | 139 万 km | 太陽の直径 |
| 109 ギガ(G) | 100 万 km | この領域の長さを測る物差し 視差  ケプラーの法則  レーザー測距儀 | この領域の長さを測る物差し 視差  ケプラーの法則  レーザー測距儀 |
| 1010 | 1 000 万 km | 1 800 万 km | 光が真空中を1分間で進む距離（光分） |
| 1010 | 1 000 万 km | 5 800万 km | 地球〜火星間の平均距離 |
| 1010 | 1 000 万 km | この領域の長さを測る物差し 視差  ケプラーの法則  レーダー測距 ：発射した電波が反射して来るまでの時間を測定することで、高精度に水星・金星・火星や小惑星までの距離が測定されている。 | この領域の長さを測る物差し 視差  ケプラーの法則  レーダー測距 ：発射した電波が反射して来るまでの時間を測定することで、高精度に水星・金星・火星や小惑星までの距離が測定されている。 |
| 1011 | 1 億 km | 1 億5 000 万 km (1 au) | 149 597 870 700m(正確に)─ 1 天文単位 (au) 149 597 870 700±3m ─ 太陽から地球までの平均距離 (2012年7月までの天文単位の定義) 149 598 261 150.4m ─ 地球の軌道長半径 (1.000 002 61 au) |
| 1011 | 1 億 km | この領域の長さを測る物差し ケプラーの法則  レーダー測距 | この領域の長さを測る物差し ケプラーの法則  レーダー測距 |
| 1012 テラ(T) | 10 億 km | 11 億 km | 光が真空中を1時間で進む距離（光時） |
| 1012 テラ(T) | 10 億 km | 13 億 km | ベテルギウスの直径（約 950 - 1000 太陽直径） |
| 1012 テラ(T) | 10 億 km | 14 億 km | 土星の軌道半径 |
| 1012 テラ(T) | 10 億 km | 59 億 km | 冥王星の軌道半径 |
| 1012 テラ(T) | 10 億 km | 66 億 km | (486958) 2014 MU69（探査機が到達した最も遠い天体）の軌道半径 |
| この領域の長さを測る物差し ケプラーの法則 | この領域の長さを測る物差し ケプラーの法則 |  |  |
| 1013 | 100 億 km | 100 億　km | Quasi-starの半径 |
| 1013 | 100 億 km | 110 億 km (76 au) | セドナの近日点 |
| 1013 | 100 億 km | 140億 km | 末端衝撃波面 |
| 1013 | 100 億 km | 147 億 km (98.5 au) | 太陽からパイオニア11号までの距離（2017年10月29日時点） |
| 1013 | 100 億 km | 173 億 km (115.8 au) | 太陽からボイジャー2号までの距離（2017年10月29日時点） |
| 1013 | 100 億 km | 179 億 km (119.6 au) | 太陽からパイオニア10号までの距離（2017年10月29日時点） |
| 1013 | 100 億 km | 210 億 km (140.2 au) | 太陽からボイジャー1号（最も遠くにある人工物）までの距離（2017年10月29日時点） |
| 1013 | 100 億 km | 259 億 km (172 au) | 光が真空中を1日に進む距離（光日） |
| この領域の長さを測る物差し ケプラーの法則 | この領域の長さを測る物差し ケプラーの法則 |  |  |
| 1014 | 1 000 億 km | 1 000 億 km (670 au) | 太陽圏界面の距離 |
| 1014 | 1 000 億 km | 1 300 億 km (850 au) | セドナの遠日点 |
| 1014 | 1 000 億 km | 7 040 億 km (4700 au) | 百武彗星の遠日点 |
| 1014 | 1 000 億 km | この領域の長さを測る物差し ケプラーの法則 | この領域の長さを測る物差し ケプラーの法則 |
| 1015 ペタ(P) | 1 兆 km | 2 兆 3 800 億 km (15 900 au) | コホーテク彗星の遠日点距離 |
| 1015 ペタ(P) | 1 兆 km | 6 兆 km (40 000 au) | LINEAR彗星 (C/2002 T7) の遠日点距離 |
| 1015 ペタ(P) | 1 兆 km | 7 兆 5000 万 km (50 000 au) | オールトの雲の内側の半径 |
| 1015 ペタ(P) | 1 兆 km | 8 兆 1 000 万 km (54 000 au) | NEAT彗星 (C/2001 Q4) の遠日点距離 |
| 1015 ペタ(P) | 1 兆 km | 9 兆 4 600 億 km （正確に 9 460 730 472 580 800 m） | 光が1年間に進む距離（光年） |
| 1015 ペタ(P) | 1 兆 km | この領域の長さを測る物差し ケプラーの法則 | この領域の長さを測る物差し ケプラーの法則 |
| 1016 | 10 兆 km | 15 兆 km 10 万 au（1.6 光年） | オールトの雲の外側の半径 |
| 1016 | 10 兆 km | 30 兆 8568 万 km （3.2616 光年） | 1 パーセク(pc) |
| 1016 | 10 兆 km | 39 兆 9 000 万 km （4.22 光年） | プロキシマ・ケンタウリ（太陽系から最も近い恒星）への距離 |
| 1016 | 10 兆 km | 44 兆 km （4.6 光年） | プレアデス星団の直径 |
| 1016 | 10 兆 km | 46 兆 km (4.6 光年) | 百武彗星の遠日点距離 |
| 1016 | 10 兆 km | 81 兆 4 000 万 km （8.6 光年） | シリウス（全天で最も明るい恒星）への距離 |
| 1016 | 10 兆 km | 10光年以内にある主な恒星 ケンタウルス座α星 A,B -- 4.39 光年  バーナード星—5.97 光年  ウォルフ359—7.7 光年  ラランド21185—8.2 光年  ルイテン726-8—8.4 光年  ロス154—9.5 光年 | 10光年以内にある主な恒星 ケンタウルス座α星 A,B -- 4.39 光年  バーナード星—5.97 光年  ウォルフ359—7.7 光年  ラランド21185—8.2 光年  ルイテン726-8—8.4 光年  ロス154—9.5 光年 |
| 1016 | 10 兆 km | 94 兆 6 000 万 km | 10 光年 |
| 1016 | 10 兆 km | この領域の長さを測る物差し 年周視差 ：近傍の恒星への距離を測るには地球の公転を用いた三角測量を行う。年周視差が1秒角（3600分の1度）となる距離を1パーセク(pc) と呼び、これは3.26光年に相当する。この方法は近傍の恒星への距離を測るのに有効である。 | この領域の長さを測る物差し 年周視差 ：近傍の恒星への距離を測るには地球の公転を用いた三角測量を行う。年周視差が1秒角（3600分の1度）となる距離を1パーセク(pc) と呼び、これは3.26光年に相当する。この方法は近傍の恒星への距離を測るのに有効である。 |
| 1017 | 100 兆 km | 11 光年 （100 兆 km） | かに星雲の直径 |
| 1017 | 100 兆 km | 11.5 光年 （108 兆 km） | プロキオン（こいぬ座の恒星）への距離 |
| 1017 | 100 兆 km | 12 光年 （110 兆 km） | くじら座τ星（くじら座の恒星）への距離 |
| 1017 | 100 兆 km | 17 光年 （158 兆 km） | アルタイル（彦星、わし座の恒星）への距離 |
| 1017 | 100 兆 km | 25 光年 （237 兆 km） | ベガ（織女星、こと座の恒星）への距離 |
| 1017 | 100 兆 km | 27 光年 （260 兆 km） | かみのけ座β星への距離 |
| 1017 | 100 兆 km | 32.6 光年 （308 兆 km） | 10 パーセク (pc) -- 恒星の絶対等級の基準となる距離 |
| 1017 | 100 兆 km | 43 光年 （405 兆 km） | カペラ（ぎょしゃ座の恒星）への距離 |
| 1017 | 100 兆 km | 67 光年 （630 兆 km） | アルデバラン（おうし座の恒星）への距離 |
| 1017 | 100 兆 km | この領域の長さを測る物差し 年周視差 | この領域の長さを測る物差し 年周視差 |
| 1018 エクサ(E) | 1 000 兆 km | 250 光年 （2 400 兆 km） | スピカ（おとめ座の恒星）までの距離 |
| 1018 エクサ(E) | 1 000 兆 km | 309 光年 （2 900 兆 km） | カノープス（りゅうこつ座の恒星）までの距離 |
| 1018 エクサ(E) | 1 000 兆 km | 326 光年 （3 080 兆 km） | 100 パーセク (pc) |
| 1018 エクサ(E) | 1 000 兆 km | 400 光年 （3 800 兆 km） | プレアデス星団（おうし座の散開星団、いわゆる「すばる」）までの距離 |
| 1018 エクサ(E) | 1 000 兆 km | 533 光年 （5 200 兆 km） | アンタレス（さそり座の赤色超巨星）までの距離 |
| 1018 エクサ(E) | 1 000 兆 km | 630 光年 （6 000 兆 km） | オメガ星団の直径（知られているうちで最大の星団の一つ。ケンタウルス座にある） |
| 1018 エクサ(E) | 1 000 兆 km | 642 光年 （6 100 兆 km） | ベテルギウス（オリオン座の赤色超巨星）までの距離 |
| 1018 エクサ(E) | 1 000 兆 km | 862 光年 （8 200 兆 km） | リゲル（オリオン座の恒星）までの距離 |
| 1018 エクサ(E) | 1 000 兆 km | この領域の長さを測る物差し 絶対等級 ：ほとんどの恒星（主系列星）はHR図により絶対等級（10パーセク (pc) から見た明るさ）とスペクトル型（星の色）とが関連づけられている。恒星の明るさ（実視等級）は距離の2乗に反比例するため、実視等級とスペクトル型を測定することで恒星までの距離を求めることができる。  ヒッパルコス衛星 ：大気圏外から年周視差を観測することで、大気の揺らぎによる測定精度の低減がなくなり、1000光年程度までの距離測定が可能となる。 | この領域の長さを測る物差し 絶対等級 ：ほとんどの恒星（主系列星）はHR図により絶対等級（10パーセク (pc) から見た明るさ）とスペクトル型（星の色）とが関連づけられている。恒星の明るさ（実視等級）は距離の2乗に反比例するため、実視等級とスペクトル型を測定することで恒星までの距離を求めることができる。  ヒッパルコス衛星 ：大気圏外から年周視差を観測することで、大気の揺らぎによる測定精度の低減がなくなり、1000光年程度までの距離測定が可能となる。 |
| 1019 | 10 Em | 1 500 光年 （14 Em） | 太陽の位置する部分の銀河系の厚さ |
| 1019 | 10 Em | 1 600 光年  （15 Em） | オリオン大星雲 (M42) への距離 |
| 1019 | 10 Em | 1 411 光年 （13.4 Em） | デネブ（はくちょう座の恒星）への距離 |
| 1019 | 10 Em | 3 260 光年 （30.8 Em） | 1 キロパーセク (kpc) |
| 1019 | 10 Em | 5 000 光年 （47 Em） | ブーメラン星雲への距離（知られているうちで最も温度の低い場所［1 K］） |
| 1019 | 10 Em | 6 500 光年 （61 Em） | ペルセウス腕（銀河系の渦状腕の一つ。太陽系のあるオリオン腕の隣の腕）への距離 |
| 1019 | 10 Em | 7 000 光年 （66 Em） | かに星雲 (M1) までの距離（おうし座にある超新星残骸） |
| 1019 | 10 Em | 95 Em | 1 万光年 |
| 1019 | 10 Em | この領域の長さを測る物差し 絶対等級  ケフェイド変光星 ：ケフェイドと呼ばれる老年期の脈動変光星は明るい物ほど周期が長いという特徴がある。ケフェイドの絶対等級と変光周期を測定することで、距離を求めることができる。 | この領域の長さを測る物差し 絶対等級  ケフェイド変光星 ：ケフェイドと呼ばれる老年期の脈動変光星は明るい物ほど周期が長いという特徴がある。ケフェイドの絶対等級と変光周期を測定することで、距離を求めることができる。 |
| 1020 | 100 Em | 1 万 6 000 光年 （150 Em） | 小マゼラン雲の直径 |
| 1020 | 100 Em | 2 万 3 500 光年 （222 Em） | ヘルクレス座にある球状星団M13までの距離。M13は約50万個の恒星からなり、直径は100光年に及ぶ。 |
| 1020 | 100 Em | 2 万 8 000 光年 （260 Em） | 太陽から銀河系の中心までの距離 |
| 1020 | 100 Em | 3 万 2 600 光年 （308 Em） | 10 キロパーセク (kpc) |
| 1020 | 100 Em | 10 万光年 （950 Em） | 銀河系の円盤の直径 |
| 1020 | 100 Em | この領域の長さを測る物差し ケフェイド変光星 | この領域の長さを測る物差し ケフェイド変光星 |
| 1021 ゼタ(Z) | 1 Zm | 16 万光年 （1.542 Zm） （49.97 kpc） | 大マゼラン雲（銀河系を周回する矮小銀河）までの距離 |
| 1021 ゼタ(Z) | 1 Zm | 19 万光年 （1.87 Zm） （60.6 kpc） | 小マゼラン雲（銀河系を周回する矮小銀河）までの距離 |
| 1021 ゼタ(Z) | 1 Zm | この領域の長さを測る物差し ケフェイド変光星 | この領域の長さを測る物差し ケフェイド変光星 |
| 1022 | 10 Zm | 236 万光年 （22.3 Zm） 725 kpc） | アンドロメダ銀河までの距離 |
| 1022 | 10 Zm | 250 万光年 （24 Zm） | さんかく座にある系外銀河M33への距離。M33は中心部に巨大ブラックホールが無いことで話題になった。 |
| 1022 | 10 Zm | 326 万光年 （30.8 Zm） | 1 メガパーセク (Mpc) |
| 1022 | 10 Zm | 530 万光年 （50 Zm） （1.6 Mpc） | 天の川銀河が属する局所銀河群の直径 |
| 1022 | 10 Zm | 600 万光年 （63.4 Zm） | 既知で最も大きい銀河であるIC 1101の直径 |
| 1022 | 10 Zm | この領域の長さを測る物差し ケフェイド変光星  超新星 ：Ia型超新星には最も明るくなった時の絶対等級がほぼ一定であるという経験則がある。このため、他の系外銀河内にあるIa型超新星の見かけ上の明るさを測定することで、その系外銀河までの距離を求めることができる。ただし、この方法はケフェイドによる測定に比べ精度が劣る。 | この領域の長さを測る物差し ケフェイド変光星  超新星 ：Ia型超新星には最も明るくなった時の絶対等級がほぼ一定であるという経験則がある。このため、他の系外銀河内にあるIa型超新星の見かけ上の明るさを測定することで、その系外銀河までの距離を求めることができる。ただし、この方法はケフェイドによる測定に比べ精度が劣る。 |
| 1023 | 100 Zm | 3 260 万光年 （308 Zm） | 10 メガパーセク (Mpc) |
| 1023 | 100 Zm | 5 900 万光年 （560 Zm） | おとめ座銀河団への距離。天の川銀河は、おとめ座銀河団を中心とした超銀河団（おとめ座超銀河団）の端に位置している。 |
| 1023 | 100 Zm | 6 200 万光年 （590 Zm） | ろ座銀河団への距離 |
| 1023 | 100 Zm | この領域の長さを測る物差し ケフェイド変光星 ：ハッブル宇宙望遠鏡を用いたケフェイドの観測から、しし座に位置する系外銀河NGC 3370vまでの距離が9,800万光年であることが明らかになった。  超新星 ：上述の系外銀河NGC 3370vからはIa型の超新星SN 1994aeが観測されている。このため、NGC 3370vまでの距離はケフェイドと超新星の光度の複数の方法から求められている。 | この領域の長さを測る物差し ケフェイド変光星 ：ハッブル宇宙望遠鏡を用いたケフェイドの観測から、しし座に位置する系外銀河NGC 3370vまでの距離が9,800万光年であることが明らかになった。  超新星 ：上述の系外銀河NGC 3370vからはIa型の超新星SN 1994aeが観測されている。このため、NGC 3370vまでの距離はケフェイドと超新星の光度の複数の方法から求められている。 |
| 1024 ヨタ(Y) | 1 Ym | 2 億光年 （1.9 Ym） （61 Mpc） | おとめ座超銀河団の直径 |
| 1024 ヨタ(Y) | 1 Ym | 3 億光年 （2.8 Ym） | ペルセウス座・うお座超銀河団までの距離 |
| 1024 ヨタ(Y) | 1 Ym | 3 億 2 600 万光年 （3.08 Ym） | 100 メガパーセク (Mpc) |
| 1024 ヨタ(Y) | 1 Ym | 6 億 3 000 万光年 （6 Ym） | ヘルクレス座銀河団までの距離 |
| 1024 ヨタ(Y) | 1 Ym | この領域の長さを測る物差し 超新星 ：Ia型超新星は銀河と同程度まで明るくなるため、ケフェイド変光星による測定が不可能な遠方の系外銀河までの距離を求めることができる。  赤方偏移 ：宇宙の膨張により、遠方の天体ほど大きな速度でわれわれの銀河系から遠ざかっている。この速度をドップラー効果による波長のズレ（赤方偏移）を測定することで、遠方の天体までの距離を求めることができる。 | この領域の長さを測る物差し 超新星 ：Ia型超新星は銀河と同程度まで明るくなるため、ケフェイド変光星による測定が不可能な遠方の系外銀河までの距離を求めることができる。  赤方偏移 ：宇宙の膨張により、遠方の天体ほど大きな速度でわれわれの銀河系から遠ざかっている。この速度をドップラー効果による波長のズレ（赤方偏移）を測定することで、遠方の天体までの距離を求めることができる。 |
| 1025 | 10 Ym | 13 億光年 （12.3 Ym） | ジャイアント・ボイドの直径（最も大きい超空洞）。 |
| 1025 | 10 Ym | 13.8 億光年 （13.1 Ym） | スローン・グレートウォールの長さ。 |
| 1025 | 10 Ym | 21 億光年 （20 Ym） | 3C 273までの距離（最も近いクエーサー）。 |
| 1025 | 10 Ym | 32.6 億光年 （30.8 Ym） | 1 ギガパーセク |
| 1025 | 10 Ym | 40 億光年 （38 Ym） | U1.27（大クエーサー群の1つで、2番めに大きい宇宙の大規模構造）の最大長。 |
| 1025 | 10 Ym | 100 億光年 （94.6 Ym） | ヘルクレス座・かんむり座グレートウォール（最も大きい宇宙の大規模構造）の最大長。幅も 72 億光年ある。 天体までの共動距離は 150.49 - 176.75 億光年、光行距離は 96.12 - 105.38 億光年 （9.094 - 9.970 Ym）、 赤方偏移 z = 1.6 - 2.1。 |
| 1025 | 10 Ym | 103.6 億光年 （98 Ym） | GRB 080319B（肉眼で見える明るさとなった最も遠い天文現象）までの共動距離。光行距離は 75 億 1200 万光年、 赤方偏移 z = 0.937。 |
| 1025 | 10 Ym | この領域の長さを測る物差し 赤方偏移 | この領域の長さを測る物差し 赤方偏移 |
| 1026 | 100 Ym |  |  |
| 1026 | 100 Ym | 111.22 億光年 （105.13 Ym） | 赤方偏移が z =1.0 である天体までの共動距離。光行距離は 79.72 億光年。 |
| 1026 | 100 Ym | 129 億光年 （122 Ym） | やまねこ座超銀河団（最も遠い超銀河団）までの共動距離。光行距離は約 87 億光年、赤方偏移 z=1.27。 |
| 1026 | 100 Ym | 134 億光年 （127 Ym） | 厚さ0.1mmの新聞紙を100回折りたたんだ時の厚み(0.1mm × 2100) |
| 1026 | 100 Ym | 137.98 億光年 （130.55 Ym） | 電磁波により観測される宇宙の端。ビッグバンから宇宙マイクロ波背景放射が移動した距離（2013年、プランク宇宙望遠鏡による観測結果） |
| 1026 | 100 Ym | 138 億光年 （131 Ym） | 観測可能な宇宙の半径。観測者から事象の地平面までの距離。ハッブル距離とも。重力波の検出により観測可能になると推測されている。 |
| 1026 | 100 Ym | 175 億光年 （165 Ym） | ClG J1449+0856（最も遠い銀河団）までの共動距離、光行距離は 106.2 億光年、 赤方偏移 z=2.07。 |
| 1026 | 100 Ym | 237 億光年 （224 Ym） | SN 1000+0216（最も遠い超新星爆発）までの共動距離、光行距離は 121.1 億光年、 赤方偏移 z=3.90。 |
| 1026 | 100 Ym | 290 億光年 （274 Ym） | ULAS J1120+0641（最も遠いクエーサー）までの共動距離、光行距離は約 130 億光年、 赤方偏移 z=7.085。 |
| 1026 | 100 Ym | 291 億光年 （276 Ym） | z8 GND 5296（最も遠い銀河）までの共動距離、光行距離は約 130 億光年、 赤方偏移 z=7.51。 |
| 1026 | 100 Ym | 312 億光年 （295 Ym） | GRB 090429B（最も遠いガンマ線バースト）までの共動距離、光行距離は約 132 億光年、 赤方偏移 z=9.40。 |
| 1026 | 100 Ym | 322 億光年 （305 Ym） | MACS0647-JD（最も遠い天体）までの共動距離、光行距離は 約 133.92 億光年、 赤方偏移 z=10.7。 |
| 1026 | 100 Ym | 465 億光年 （440 Ym）。 | 宇宙マイクロ波背景放射の共動距離。 光行距離は(宇宙の年齢)ー(37.9 万年 ：ビッグバンからの時間) × 光速度、 赤方偏移 z=1089。 |
| 1026 | 100 Ym | 930 億光年 （880 Ym） | 観測可能な宇宙の直径。上記の宇宙マイクロ波背景放射の共動距離の2倍。28.5 Gpc。 |
| 1026 | 100 Ym | この領域の長さを測る物差し 赤方偏移 最も近い・遠い天体の一覧も参照。 | この領域の長さを測る物差し 赤方偏移 最も近い・遠い天体の一覧も参照。 |
| 1027 ロナ(R) | 1 Rm | 1057億光年 （1 Rm） |  |
| 1028 | 10 Rm | 1兆570億光年 （10 Rm） |  |
| 1029 | 100 Rm | 10兆570億光年 （100 Rm） |  |
| 1030 クエタ(Q) | 1 Qm | 105.7兆光年 （Qm） |  |
| 1031 | 10 Qm | 1057兆光年 （10 Qm） |  |
| 1032 | 100 Qm | 1京570兆光年 （100 Qm） |  |
...
| 104000 |  | 104000 m | 100兆年後の宇宙の大きさ。 |
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| 101090 |  | 101090 m | 10100年後の宇宙の大きさ。 |
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| 1010115 |  | 1010115 m | 同一のハッブル体積が出現する（開いた宇宙であっても実質宇宙を1周する）宇宙の大きさ・距離。 |
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| 101010122 |  | 101010122 m | インフレーション後の宇宙の大きさとして出されたレオナルド・サスキンドによる解のひとつ |
大きさの桁が異なるオブジェクト