tähtitieteellisten etäisyyksien määrittäminen
tähtitieteen keskeinen yritys on etäisyyksien määrittäminen. Ilman tietoa tähtitieteellisiä matkoja, koko havaitun objektin tilaa jäisi mitään muuta kuin kulmikas halkaisija ja kirkkaus tähti ei voitu muuntaa sen todellinen säteilyteho, tai kirkkaus. Tähtitieteellinen etäisyysmittaus alkoi Maan halkaisijan tuntemuksella, joka tarjosi pohjan kolmiomittaukselle., Sisällä sisemmän aurinkokunnan, joitakin matkoja voi nyt olla parempi määritetään ajoitus tutka heijastuksia tai, jos Kuu kautta laser vaihtelevat. Ulkoplaneetoissa käytetään edelleen kolmiomittausta. Aurinkokunnan ulkopuolella, etäisyydet lähimpään tähdet määräytyvät kautta triangulaatio, jonka halkaisija Maan kiertoradalla toimii perustason ja vuorossa tähtien parallaksi on mitata määriä. Tähtien etäisyydet ovat yleisesti ilmaisseet tähtitieteilijät parsecs (pc), kiloparsecs, tai megaparsecs. (1 pc = 3,086 × 1018 cm eli noin 3,26 valovuotta .,) Etäisyydet voidaan mitata noin kiloparsekiin trigonometrisellä parallaksilla (KS.tähti: tähtien etäisyyksien määrittäminen). Tarkkuus mittaukset on tehty Maan pinnalla on rajoittaa ilmakehän vaikutuksia, mutta mittaukset on tehty Hipparcos satelliitti 1990-luvulla laajennettu mittakaavassa tähtiä niin paljon kuin 650 parsekin, joiden tarkkuus on noin tuhannesosa kaaren toinen. Gaia-satelliitin odotetaan mittaavan tähtiä jopa 10 kiloparsekin etäisyydelle 20 prosentin tarkkuudella. Vähemmän suoria mittauksia on käytettävä kaukaisempiin tähtiin ja galakseihin.,
Encyclopædia Britannica, Inc.
tässä on kuvattu kaksi yleistä tapaa galaktisten etäisyyksien määrittämiseen. Ensimmäisessä käytetään vertailustandardina selvästi tunnistettavaa tähtityyppiä, koska sen luminositeetti on määritetty hyvin., Tämä edellyttää sellaisten tähtien tarkkailua, jotka ovat riittävän lähellä maata, että niiden etäisyydet ja luminositeetit on luotettavasti mitattu. Tällaista tähteä kutsutaan ” vakiokynttiläksi.”Esimerkkejä ovat Cepheid muuttujia, joiden kirkkaus vaihtelee ajoittain hyvin dokumentoitu tavalla, ja tietyntyyppisten supernova räjähdykset, joka on valtava loisto ja voi siten olla hyvin pitkiäkin matkoja. Kun luminosities tällaisten lähempänä vakio kynttilät on kalibroitu, etäisyys kauempana standardin kynttilä voidaan laskea sen kalibroitu kirkkaus ja sen todellinen mitattu intensiteetti., (Mitattu voimakkuus liittyy luminositeettiin ja etäisyyteen kaavalla I = L/4nd2.) Tavallinen kynttilä voidaan tunnistaa spektrinsä tai säännöllisen kirkkauden vaihtelun avulla. (Korjaukset voidaan tehdä imeytymistä starlight tähtienvälinen kaasu-ja pöly pitkiä matkoja.) Tämä menetelmä muodostaa perustan etäisyyksien mittauksille lähimpiin galakseihin.,
Dr. Wendy L., Freedman, Observatoriot, Carnegie Institution of Washington, ja NASA
toinen tapa galaksin etäisyys mittauksia, käyttää havainto, että etäisyydet galaksit yleensä korreloi nopeuden kanssa, joiden kanssa ne galaksit ovat väistymässä Maasta (määritetään Doppler siirtymä aallonpituuksilla niiden säteilemä valo)., Tämä korrelaatio on ilmaistu Hubblen laki: velocity = H × etäisyys, jossa S tarkoittaa Hubblen vakio, joka määritetään havaintoja nopeus, jolla galaksit ovat väistymässä. Yleisesti ollaan yhtä mieltä siitä, että H on 67-73 kilometriä sekunnissa megapolarsecia kohti (km/sek/Mpc). H: n avulla on pystytty määrittämään etäisyydet kaukaisiin galakseihin, joista ei ole löydetty standardikynttilöitä. (Lisätietoja galaksien taantumasta, Hubblen laista ja galaktisesta etäisyysmittauksesta on fysiikassa: Tähtitiede.,)
Encyclopædia Britannica, Inc.