Måling Afstande i vores solsystem og universet

Afstandene fra vores planet Jorden til objekter , der findes i vores solsystem og videre er alt for stort til at blive bestemt af målebånd eller kilometertællere ; objekter i solsystemet fortsat alt for fjernt for mekaniske målinger . Problemet med at måle afstande uden for vores solsystem og dybt ind i universet bliver forværret , da galakser og andre astronomiske objekter kræver målinger , der spænder hundreder af lysår og meget mere. Parallax Måling

Når Jorden kredser om Solen i løbet af sin regelmæssige cyklus , nærliggende stjerner, som vi se dem viser en tilsyneladende skift i forhold til stjerner længere ud . Dette kaldes en parallakse skift. Ved at bruge diameteren af ​​Jordens afsluttet kredsløb og kende omfanget af skiftet , kan astronomerne bestemme parallaksevinkel over himlen og beregne afstanden af objekter.

Parallax Beregning Grænser

Hvis stjernen udviser en lille eller begrænset skift når observeres og registreres , betyder det, det er længere væk end en stjerne, der har en lang skift. Opgørelsesmetoden virker kun for stjerner , der bor inden for 200 lysår fra Jorden. Den parallax skift bliver for svag til nøjagtigt at måle , når afstanden af objekter overstiger 200 lysår.
Cepheid målevariabel

Når afstanden til måling stjerner passerer evne parallakse teknik, skal målevariabel Cepheid anvendes. Cepheide stjerner ændres i lysstyrke over lange perioder. Astronomer kan beregne afstanden ved at sammenligne forskellen i tilsyneladende lysstyrke til den sande lysstyrke star.The forskellen i lysstyrke bestemmer afstanden ved hjælp af en graf, der svarer til afstanden i lysår. Afstanden kuglehobe og fjerne galakser kan findes ved hjælp Cepheid variable måleteknik .
Hubbles lov

løbet af 1920'erne , Edwin Hubble opdagede, at han kunne bruge periode lysstyrke forskellige variable stjerner til at bestemme de ekstreme afstande af galakser , og endda længere himmellegemer . Hubbles lov dikterer, at der er en relation mellem en galakses afstand og rødforskydning - den rødforskydning er spektrallinierne nær enden af regnbuen. Ved at føre lyset fra en galakse gennem en spectrogram kan rødforskydning skal bestemmes , hvilket giver en temmelig præcis distance . Denne målemetode viste, at universet udvider sig , og metoden er blevet brugt til at beregne afstande til de mest afsidesliggende himmellegemer .
Supernovae Observation

anden metode til beregning af afstande indebærer observation af supernovaer , eller eksploderende stjerner . Eksploderende stjerner har en meget regelmæssig maksimal lysstyrke , der kan afhang for mere præcise beregninger end Cepheid måleteknik . Da supernovaer er milliarder af gange klarere end Cepheide stjerner , kan de afhentes i teleskoper på langt større afstande . Supernovaer observationer og beregninger har givet deres egne " standard lys " måling grafer.
Hoteltilbud