Astronomi (Svenska)

bestämning av astronomiska avstånd

ett centralt företag inom astronomi är bestämning av avstånd. Utan kunskap om astronomiska avstånd skulle storleken på ett observerat objekt i rymden förbli Ingenting annat än en vinkeldiameter och ljusstyrkan hos en stjärna kunde inte omvandlas till sin sanna utstrålade kraft eller luminositet. Astronomisk avståndsmätning började med kunskap om jordens diameter, vilket gav en bas för triangulering., Inom det inre solsystemet kan vissa avstånd nu bättre bestämmas genom tidpunkten för radarreflektioner eller, när det gäller månen, genom laser. För de yttre planeterna används triangulering fortfarande. Bortom solsystemet bestäms avstånd till närmaste stjärnor genom triangulering, där diametern på jordens bana fungerar som baslinjen och skift i stellar parallax är de uppmätta kvantiteterna. Stellar avstånd uttrycks vanligen av astronomer i parsecs (pc), kiloparsecs eller megaparsecs. (1 st = 3.086 × 1018 cm, eller ca 3.26 ljusår .,) Avstånd kan mätas ut till omkring en kiloparsec genom trigonometrisk parallax (se stjärna: bestämning av stjärnavstånd). Noggrannheten hos mätningar gjorda från jordens yta begränsas av atmosfäriska effekter, men mätningar gjorda från Hipparcos-satelliten på 1990-talet utvidgade skalan till stjärnor så långt som 650 parsecs, med en noggrannhet på ungefär en tusendel av en båge sekund. Gaia-satelliten förväntas mäta stjärnor så långt bort som 10 kiloparsecs till en noggrannhet på 20 procent. Mindre direkta mätningar måste användas för mer avlägsna stjärnor och för galaxer.,

två allmänna metoder för att bestämma galaktiska avstånd beskrivs här. I det första används en tydligt identifierbar typ av stjärna som referensstandard eftersom dess ljusstyrka har varit väl bestämd., Detta kräver observation av sådana stjärnor som är tillräckligt nära jorden att deras avstånd och luminositeter har uppmätts på ett tillförlitligt sätt. En sådan stjärna kallas ett ” standardljus.”Exempel är cepheidvariabler, vars ljusstyrka varierar periodiskt på väldokumenterade sätt, och vissa typer av supernovaexplosioner som har enorm glans och därmed kan ses ut till mycket stora avstånd. När luminositeterna hos sådana närmare standardljus har kalibrerats kan Avståndet till ett längre standardljus beräknas utifrån dess kalibrerade ljusstyrka och dess faktiska uppmätta intensitet., (Den uppmätta intensiteten är relaterad till ljusstyrkan och Avståndet med formeln i = l/4nd2.) Ett standardljus kan identifieras med hjälp av dess spektrum eller mönstret av regelbundna variationer i ljusstyrka. (Korrigeringar kan behöva göras för absorption av stjärnljus genom interstellär gas och damm över stora avstånd.) Denna metod utgör grunden för mätningar av avstånd till närmaste galaxer.,

den andra metoden för galaktiska avståndsmätningar använder sig av observationen att avstånden till galaxer i allmänhet korrelerar med de hastigheter med vilka dessa galaxer drar sig tillbaka från jorden (som bestäms av Dopplerskiftet i våglängderna av deras emitterade ljus)., Denna korrelation uttrycks i Hubble-lagen: velocity = h × distance, där H betecknar Hubbles konstant, vilket måste bestämmas av observationer av den hastighet med vilken galaxerna viker. Det råder stor enighet om att H ligger mellan 67 och 73 kilometer per sekund per megaparsec (km/sek/Mpc). H har använts för att bestämma avstånd till avlägsna galaxer där standardljus inte har hittats. (För ytterligare diskussion om recessionen av galaxer, Hubble-lagen och galaktisk avståndsbestämning, se fysik: astronomi.,)