Astronomie (Română)

determinarea distanțelor astronomice

o întreprindere centrală în astronomie este determinarea distanțelor. Fără cunoașterea distanțelor astronomice, dimensiunea unui obiect observat în spațiu nu ar rămâne decât un diametru unghiular, iar luminozitatea unei stele nu ar putea fi transformată în adevărata sa putere radiată sau luminozitate. Măsurarea distanței astronomice a început cu o cunoaștere a diametrului Pământului, care a oferit o bază pentru triangulare., În interiorul sistemului solar interior, unele distanțe pot fi acum mai bine determinate prin sincronizarea reflexiilor radarului sau, în cazul Lunii, prin raza laser. Pentru planetele exterioare, triangularea este încă folosită. Dincolo de sistemul solar, distanțele până la cele mai apropiate stele sunt determinate prin triangulare, în care diametrul orbitei Pământului servește ca bază și schimbările în paralaxa stelară sunt cantitățile măsurate. Distanțe stelare sunt frecvent exprimate de astronomi în parseci (pc), kiloparsecs, sau megaparsecs. (1 buc = 3.086 × 1018 cm, sau aproximativ 3.26 ani-lumină .,) Distanțele pot fi măsurate în jurul unui kiloparsec prin paralaxă trigonometrică (vezi Steaua: determinarea distanțelor stelare). Precizia măsurătorilor efectuate de pe suprafața Pământului este limitată de efectele atmosferice, dar măsurătorile făcute de satelitul Hipparcos în anii 1990 au extins scara la stele până la 650 parseci, cu o precizie de aproximativ o mie de secunde de arc. Satelitul Gaia este de așteptat să măsoare stele la o distanță de 10 kiloparseci până la o precizie de 20%. Măsurătorile mai puțin directe trebuie utilizate pentru Stele mai îndepărtate și pentru galaxii.,

două metode generale pentru determinarea distanțelor galactice sunt descrise aici. În primul rând, un tip de stea clar identificabil este folosit ca standard de referință, deoarece luminozitatea sa a fost bine determinată., Acest lucru necesită observarea unor astfel de stele care sunt suficient de aproape de pământ încât distanțele și luminozitățile lor au fost măsurate în mod fiabil. O astfel de stea este numită ” lumânare standard.”Exemple sunt variabilele Cepheide, a căror luminozitate variază periodic în moduri bine documentate și anumite tipuri de explozii de supernove care au o strălucire enormă și pot fi astfel văzute la distanțe foarte mari. Odată ce luminozitățile unor astfel de lumânări standard mai apropiate au fost calibrate, Distanța până la o lumânare standard mai îndepărtată poate fi calculată din luminozitatea calibrată și din intensitatea măsurată reală., (Intensitatea măsurată este legată de luminozitate și distanță prin formula I = l/4nd2.) O lumânare standard poate fi identificată prin spectrul său sau prin modelul variațiilor regulate de luminozitate. (Poate fi necesar să se facă corecții pentru absorbția luminii stelare de către gazul interstelar și praful pe distanțe mari.) Această metodă formează baza măsurătorilor distanțelor față de cele mai apropiate galaxii.,

Cea de-a doua metodă pentru galactic măsurători la distanță utilizează observația că distanțele până la galaxii, în general, se corelează cu viteza cu care aceste galaxii s-au retras de pe Pământ (determinată de efectul Doppler în lungimile de undă ale acestora luminii emise)., Această corelație este exprimată în Legea Hubble: viteza = H × distanța, în care H denotă constanta lui Hubble, care trebuie determinată din observațiile ratei la care galaxiile se retrag. Există un acord larg că H se află între 67 și 73 de kilometri pe secundă pe megaparsec (km/sec/Mpc). H a fost folosit pentru a determina distanțele față de galaxiile îndepărtate în care nu au fost găsite lumânări standard. (Pentru discuții suplimentare despre recesiunea galaxiilor, Legea Hubble și determinarea distanței galactice, vezi știința fizică: astronomie.,)