wyznaczanie odległości astronomicznych
najważniejszym przedsięwzięciem w astronomii jest wyznaczanie odległości. Bez wiedzy o odległościach astronomicznych wielkość obserwowanego obiektu w kosmosie nie pozostawałaby niczym innym jak średnicą kątową, a jasność gwiazdy nie mogłaby zostać zamieniona na jej prawdziwą moc promieniowania, czyli jasność. Astronomiczny pomiar odległości rozpoczął się od znajomości średnicy Ziemi, która stanowiła podstawę do triangulacji., W wewnętrznym układzie słonecznym, niektóre odległości mogą być teraz lepiej określone za pomocą czasu odbić radarowych lub, w przypadku Księżyca, za pomocą lasera. Dla planet zewnętrznych triangulacja jest nadal używana. Poza Układem Słonecznym odległości do najbliższych gwiazd są określane poprzez triangulację, w której średnica orbity Ziemi służy jako punkt odniesienia, a przesunięcia paralaksy gwiazdowej są wielkościami mierzonymi. Odległości gwiazdowe są powszechnie wyrażane przez astronomów w parsekach (pc), kiloparsekach lub megaparsekach. (1 szt = 3,086 × 1018 cm, czyli około 3,26 roku świetlnego .,) Odległości mogą być mierzone do około kiloparseka za pomocą paralaksy trygonometrycznej (patrz gwiazda: wyznaczanie odległości gwiazdowych). Dokładność pomiarów wykonanych z powierzchni Ziemi jest ograniczona przez efekty atmosferyczne, ale pomiary wykonane z satelity Hipparcos w latach 90. rozszerzyły skalę do gwiazd o 650 parseków, z dokładnością około tysięcznej sekundy łuku. Satelita Gaia ma mierzyć gwiazdy z odległości 10 kiloparseków z dokładnością do 20 procent. Mniej bezpośrednie pomiary muszą być stosowane dla bardziej odległych gwiazd i galaktyk.,
Encyclopædia Britannica, Inc.
dwie ogólne metody wyznaczania odległości galaktycznych są opisane tutaj. W pierwszej z nich jako wzorca odniesienia stosuje się wyraźnie rozpoznawalny Typ Gwiazdy, ponieważ jej jasność została dobrze określona., Wymaga to obserwacji takich gwiazd, które są na tyle blisko ziemi, że ich odległości i jasność zostały rzetelnie zmierzone. Taka gwiazda jest określana jako ” standardowa świeca.”Przykładami są zmienne cefeidy, których jasność zmienia się okresowo w dobrze udokumentowany sposób, oraz niektóre rodzaje wybuchów supernowych, które mają ogromny blask i dlatego mogą być widoczne na bardzo duże odległości. Po skalibrowaniu luminosities takich bliższych standardowych świec, odległość do bardziej standardowej świecy można obliczyć na podstawie jej skalibrowanej jasności i jej rzeczywistej zmierzonej intensywności., (Zmierzona intensywność jest związana z jasnością i odległością według wzoru i = L / 4nd2.) Świecę standardową można zidentyfikować za pomocą jej widma lub wzoru regularnych zmian jasności. (Może być konieczne wprowadzenie korekt dla absorpcji światła gwiazd przez gaz międzygwiezdny i pył na dużych odległościach.) Metoda ta stanowi podstawę pomiarów odległości do najbliższych galaktyk.,
dr Wendy L., Freedman, obserwatoria Carnegie Institution of Washington i NASA
druga metoda pomiarów odległości galaktyk opiera się na obserwacji, że odległości do galaktyk na ogół korelują z prędkościami, z którymi galaktyki te oddalają się od Ziemi (określanymi na podstawie przesunięcia Dopplera w długościach fal emitowanego przez nie Światła)., Korelacja ta jest wyrażona w prawie Hubble 'a: prędkość = H × odległość, w którym H oznacza stałą Hubble' a, która musi być określona na podstawie obserwacji szybkości, z jaką oddalają się galaktyki. Istnieje powszechna zgoda, że H leży między 67 A 73 km / s na megaparsec (km / s / Mpc). H był używany do określania odległości do odległych galaktyk, w których nie znaleziono standardowych świec. (Dodatkowe omówienie recesji galaktyk, prawa Hubble ' a i wyznaczania odległości galaktyk, zobacz physical science: Astronomy.,)
Encyclopædia Britannica, Inc.