Bestemmelse astronomiske afstande
En central virksomhed i astronomi er bestemmelse af afstande. Uden kendskab til astronomiske afstande ville størrelsen af et observeret objekt i rummet forblive intet andet end en vinkeldiameter, og lysstyrken af en stjerne kunne ikke omdannes til dens sande udstrålede kraft eller lysstyrke. Astronomisk afstandsmåling begyndte med kendskab til Jordens diameter, hvilket gav en base for triangulering., Inden for det indre solsystem kan nogle afstande nu bedre bestemmes gennem timingen af radarreflektioner eller, i tilfælde af Månen, gennem laserafstand. For de ydre planeter bruges triangulering stadig. Ud over solsystemet bestemmes afstande til de nærmeste stjerner gennem triangulering, hvor diameteren af Jordens bane tjener som basislinje, og forskydninger i stjerneparallakse er de målte mængder. Stjernernes afstande udtrykkes ofte af astronomer i parsecs (pc), kiloparsecs eller megaparsecs. (1 pc = 3,086 101 1018 cm, eller omkring 3,26 lysår .,) Afstande kan måles ud til omkring en kiloparsec ved trigonometriske paralla. (se stjerne: bestemmelse stjernernes afstande). Nøjagtigheden af målinger foretaget fra jordens overflade er begrænset af atmosfæriske effekter, men målinger foretaget fra Hipparcos-satellitten i 1990 ‘ erne udvidede skalaen til stjerner så langt som 650 parsecs, med en nøjagtighed på ca.tusindedel af en bue sekund. Gaia-satellitten forventes at måle stjerner så langt væk som 10 kiloparsecs til en nøjagtighed på 20 procent. Mindre direkte målinger skal bruges til fjernere stjerner og til galakser.,
to generelle metoder til bestemmelse af galaktiske afstande er beskrevet her. I den første bruges en klart identificerbar type stjerne som referencestandard, fordi dens lysstyrke er blevet godt bestemt., Dette kræver observation af sådanne stjerner, der er tæt nok til Jorden, at deres afstande og luminositeter er blevet pålideligt målt. En sådan stjerne kaldes et ” standardlys.”Eksempler er Cepheid-variabler, hvis lysstyrke varierer periodisk på veldokumenterede måder, og visse typer supernovaeksplosioner, der har enorm glans og dermed kan ses ud til meget store afstande. Når luminositeter af sådanne nærmere standard stearinlys er blevet kalibreret, afstanden til en længere standard stearinlys kan beregnes ud fra dens kalibrerede lysstyrke og dens faktiske målte intensitet., (Den målte intensitet er relateret til lysstyrke og afstand ved formlen i = L/4nd2.) Et standardlys kan identificeres ved hjælp af dets spektrum eller mønsteret med regelmæssige variationer i lysstyrke. (Det kan være nødvendigt at foretage korrektioner for absorption af stjernelys med interstellar gas og støv over store afstande.) Denne metode danner grundlag for målinger af afstande til de nærmeste galakser.,
Dr. L.endy L., Freedman, Observatorier fra Carnegie Institution of Washington, og NASA
Den anden metode til det nye afstandsmålinger gør brug af den observation, at afstande til galakser generelt korrelerer med de hastigheder, som de galakser, der er ved at lette fra Jorden (som bestemmes ud fra Doppler skift i bølgelængder af deres udsendte lys)., Denne korrelation udtrykkes i Hubble-loven: hastighed = h.afstand, hvor H betegner Hubbles konstant, som skal bestemmes ud fra observationer af den hastighed, hvormed galakserne går tilbage. Der er bred enighed om, at H ligger mellem 67 og 73 kilometer i sekundet pr.megaparsec (km/sec/Mpc). H er blevet brugt til at bestemme afstande til fjerntliggende galakser, hvor standardlys ikke er fundet. (For yderligere diskussion af galaksernes recession, Hubble-loven og bestemmelse af galaktisk afstand, se fysisk videnskab: astronomi.,)
Encyclopædia Britannica, Inc.