Astronomi (Norsk)

å Bestemme astronomiske avstander

En sentral oppgave i astronomi er fastsettelse av avstander. Uten kunnskap om astronomiske avstander, på størrelse med en observert objekt i verdensrommet ville forbli noe mer enn en kantete diameter og lysstyrken til en stjerne kan ikke konverteres til sin sanne utstrålte effekt, eller klarhet. Astronomiske avstandsmåling begynte med en kunnskap om Jordens diameter, som ga en base for triangulering., I det indre solsystemet, noen avstander kan nå bli bedre bestemmes gjennom valg av radar refleksjoner eller, i tilfelle av Månen, gjennom laser alt. For de ytre planetene, triangulering er fortsatt brukes. Utover i solsystemet, avstander til nærmeste stjerner er bestemt gjennom triangulering, der diameteren av Jordens bane fungerer som baseline og endringer i stellar parallax er de målte mengder. Stellar avstander blir ofte uttrykt av astronomer i parsecs (pc), kiloparsecs, eller megaparsecs. (1 pc = 3.086 × 1018 cm, eller om 3.26 lys-årene .,) Avstander kan måles ut til rundt en kiloparsec av trigonometriske parallakse (se star: Fastsettelse av stellar avstander). Nøyaktigheten av målinger gjort fra Jordens overflate er begrenset av atmosfæriske effekter, men målinger gjort fra Hipparcos satellitt-i 1990-årene utvidet skala stjerner så langt 650 parsecs, med en nøyaktighet på omtrent en tusendel av en bue andre. De Gaia satellitt er forventet å måle stjerner så langt unna som 10 kiloparsecs med en nøyaktighet på 20 prosent. Mindre direkte målinger må brukes til mer-fjerne stjerner og galakser.,

To generelle metoder for å bestemme galaktiske avstander som er beskrevet her. I den første, en klart identifiserbar type stjerne er brukt som en referanse standard fordi dens lysstyrke har blitt godt bestemt., Dette krever observasjon av slike stjerner som er nær nok til Jorden for at deres avstander og luminosities har vært måles pålitelig. En slik stjerne er betegnet som en «standard stearinlys.»Eksempler er Cepheid variabler, der lysstyrken varierer med jevne mellomrom i godt dokumentert måter, og visse typer av supernova-eksplosjoner som har enorm glans og kan dermed sees ut til svært store avstander. Når luminosities av slike nærmere standard lys har blitt kalibrert, avstanden til en lengre standard stearinlys kan være beregnet ut fra sin kalibrert glød og dens faktiske målte intensitet., (Målt intensiteten er i slekt å lysstyrke og avstand ved formelen I = L/4nd2.) En vanlig lys, kan identifiseres ved hjelp av sin spektrum eller mønster av regelmessige variasjoner i lysstyrke. (Rettelser kan ha til å være laget for absorpsjon av starlight av interstellar gass og støv over store avstander.) Denne metoden danner grunnlaget for måling av avstander til nærmeste galaksene.,

Den andre metoden for å galaktiske avstander gjør bruk av observasjon at avstandene til galaksene generelt korrelerer med hastigheter som de galakser er på tilbakegang fra Jorden (som bestemmes ut fra Doppler skift i bølgelengder av deres lyset)., Denne korrelasjonen er uttrykt i Hubble loven: velocity = H × avstand, der H betegner Hubble ‘ s konstant, som må være bestemt fra observasjoner av den hastigheten som galaksene er på tilbakegang. Det er utbredt enighet om at H ligger mellom 67 og 73 kilometer per sekund per megaparsec (km/s/Mpc). H har vært brukt til å bestemme avstander i forhold til eksterne galakser som standard lys har ikke blitt funnet. (For ytterligere diskusjon av resesjonen av galakser, Hubble loven, og galaktiske avstand besluttsomhet, se naturvitenskap: Astronomi.,)