Determining astronomical distances
a central undertaking in astronomy is the determination of distances. Sem o conhecimento de distâncias astronômicas, o tamanho de um objecto observado, no espaço permaneceria nada mais do que um diâmetro angular e o brilho de uma estrela não pode ser convertido em sua verdadeira potência irradiada, ou luminosidade. A medição de distância astronômica começou com um conhecimento do diâmetro da Terra, que forneceu uma base para a triangulação., Dentro do sistema solar interior, algumas distâncias podem agora ser melhor determinadas através do tempo de reflexão de radar ou, no caso da lua, através de varrimento de laser. Para os planetas exteriores, a triangulação ainda é usada. Além do sistema solar, distâncias para as estrelas mais próximas são determinadas através da triangulação, em que o diâmetro da órbita da Terra serve como base e mudanças na paralaxe estelar são as quantidades medidas. Distâncias estelares são comumente expressas por astrônomos em parsecs (pc), kiloparsecs, ou megaparsecs. (1 pc = 3,086 × 1018 cm, ou cerca de 3,26 anos-luz ., Distâncias podem ser medidas em torno de um kiloparsec por paralaxe trigonométrica (ver estrela: determinar distâncias estelares). A precisão das medições feitas a partir da superfície da Terra é limitado por efeitos atmosféricos, mas as medições feitas a partir do satélite Hipparcos, em 1990, estendido para a escala estrelas na medida 650 parsecs, com uma precisão de cerca de um milésimo de um segundo arco. Espera-se que o satélite Gaia mede estrelas tão longe quanto 10 kiloparsecs com uma precisão de 20%. Medições menos diretas devem ser usadas para Estrelas mais distantes e para galáxias.,
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dois métodos gerais para determinar distâncias galácticas são descritos aqui. Na primeira, um tipo claramente identificável de estrela é usado como um padrão de referência porque sua luminosidade foi bem determinada., Isto requer a observação de tais estrelas que estão suficientemente próximas da terra para que as suas distâncias e luminosidades tenham sido medidas de forma fiável. Tal estrela é chamada de “vela padrão”.”Exemplos são variáveis cefeidas, cujo brilho varia periodicamente de forma bem documentada, e certos tipos de explosões de supernovas que têm um brilho enorme e podem, portanto, ser vistos a grandes distâncias. Uma vez que as luminosidades de tais velas padrão mais próximas foram calibradas, a distância para uma vela padrão mais distante pode ser calculada a partir de sua luminosidade calibrada e sua intensidade real medida., (A intensidade medida está relacionada com a luminosidade e distância pela Fórmula I = L/4nd2. Uma vela padrão pode ser identificada por meio de seu espectro ou o padrão de variações regulares de brilho. (Correções podem ter que ser feitas para a absorção de luz estelar por gás interestelar e poeira em grandes distâncias. Este método forma a base de medições de distâncias para as galáxias mais próximas.,
O segundo método para galáctico as medições de distância faz uso da observação de que as distâncias às galáxias geralmente se correlacionam com a velocidade com que essas galáxias estão se afastando da Terra (como determinada a partir do desvio Doppler em comprimentos de ondas de sua luz emitida)., Esta correlação é expressa na lei de Hubble: velocidade = H × Distância, na qual H denota a constante de Hubble, que deve ser determinada a partir de observações da taxa a que as galáxias estão recuando. Existe um consenso generalizado de que H se situa entre 67 e 73 quilómetros por segundo por megaparsec (km/s/Mpc). H tem sido usado para determinar distâncias para galáxias remotas nas quais velas padrão não foram encontradas. (For additional discussion of the recession of galaxies, the Hubble law, and galactic distance determination, see physical science: Astronomy.,)
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