Určení astronomických vzdáleností,
ústřední podnik, v astronomii je stanovení vzdálenosti. Bez znalosti astronomické vzdálenosti, velikosti pozorovaného objektu v prostoru by zůstat nic víc než úhlový průměr a jas hvězdy nemohly být převedeny do jeho skutečný vyzářený výkon, nebo světelnost. Astronomické měření vzdálenosti začalo znalostí průměru Země, která poskytla základ pro triangulaci., Ve vnitřní sluneční soustavě lze nyní některé vzdálenosti lépe určit časováním radarových odrazů nebo v případě měsíce laserovým rozsahem. Pro vnější planety se stále používá triangulace. Kromě sluneční soustavy jsou vzdálenosti k nejbližším hvězdám určeny triangulací, ve které průměr oběžné dráhy Země slouží jako základní linie a posuny ve hvězdné paralaxy jsou měřená množství. Hvězdné vzdálenosti jsou běžně vyjádřeny astronomy v parsecs (pc), kiloparsecs, nebo megaparsecs. (1 ks = 3,086 × 1018 cm, nebo asi 3,26 světelných let .,) Vzdálenosti lze měřit až kolem kiloparsu trigonometrickou paralaxou (viz hvězda: určení hvězdných vzdáleností). Přesnost měření z povrchu Země, je omezena atmosférickými vlivy, ale měření z družice Hipparcos v roce 1990 rozšířena stupnice na hvězdy tak daleko, jako 650 parseků, s přesností o tisíciny obloukové vteřiny. Očekává se, že satelit Gaia bude měřit hvězdy až 10 kiloparseků s přesností 20 procent. Méně přímá měření musí být použita pro vzdálenější hvězdy a pro galaxie.,
Encyclopædia Britannica, Inc.
zde jsou popsány dvě obecné metody pro stanovení galaktických vzdáleností. V prvním se jako referenční standard používá jasně identifikovatelný typ hvězdy, protože její svítivost byla dobře určena., To vyžaduje pozorování takových hvězd, které jsou dostatečně blízko k zemi, aby jejich vzdálenosti a luminosity byly spolehlivě měřeny. Taková hvězda se nazývá “ standardní svíčka.“Příklady jsou proměnné Cefeidy, jejichž jasnost se periodicky mění v dobře dokumentované způsoby, a některé druhy výbuchů supernov, které mají obrovský lesk, a tak může být vidět z velmi velké vzdálenosti. Jakmile jsou kalibrovány svítivosti takových bližších standardních svíček, lze vzdálenost k vzdálenější standardní svíčce vypočítat z kalibrované svítivosti a její skutečné měřené intenzity., (Naměřená intenzita souvisí se svítivostí a vzdáleností podle vzorce I = L / 4nd2.) Standardní svíčku lze identifikovat pomocí jejího spektra nebo vzoru pravidelných změn jasu. (Možná bude nutné provést opravy absorpce hvězdného světla mezihvězdným plynem a prachem na velké vzdálenosti.) Tato metoda tvoří základ měření vzdáleností k nejbližším galaxiím.,
Dr. Wendy L., Freedman, Observatoří z Carnegie Institution of Washington a NASA
druhá metoda pro galaktické měření vzdálenosti využívá pozorování, že vzdálenosti galaxií obecně koreluje s rychlostí, s níž se tyto galaxie se vzdalují od Země (určeno z Dopplerův posun vlnových délek, jejich vyzařované světlo)., Tato korelace je vyjádřena v Hubbleově zákoně: rychlost = H × vzdálenost, ve které H označuje Hubbleovu konstantu, která musí být určena pozorováním rychlosti, jakou galaxie ustupují. Existuje rozšířená shoda, že H leží mezi 67 a 73 kilometry za sekundu na megaparsec (km/s/Mpc). H byl použit k určení vzdáleností od vzdálených galaxií, ve kterých nebyly nalezeny standardní svíčky. (Pro další diskusi o recesi galaxií, Hubbleově zákonu a stanovení galaktické vzdálenosti viz fyzikální Věda: astronomie.,)
Encyclopædia Britannica, Inc.