Les distances dans le système solaire et l'Univers de mesure

Les distances de notre planète Terre à des objets qui se trouvent dans notre système solaire et au-delà sont trop vastes pour être déterminé par des mesures de bande ou des odomètres; objets du système solaire restent trop lointain pour les mesures mécaniques . Le problème de la mesure des distances en dehors de notre système solaire et de profondeur dans l'univers se combine , depuis les galaxies et autres objets astronomiques nécessitent des mesures qui couvrent des centaines d'années-lumière et plus . Parallax mesure

Quand la Terre tourne autour du Soleil au cours de son cycle régulier , les étoiles voisines comme nous considérons les montrent un décalage apparent par rapport aux étoiles plus loin . C'est ce qu'on appelle un changement de parallaxe . En utilisant le diamètre de l'orbite de la Terre et complété sachant l'ampleur du changement , les astronomes peuvent déterminer l'angle de parallaxe sur le ciel et calculer la distance des objets .

Parallax limites de calcul

Si l'étoile présente une petite ou limitée décalage lorsqu'il est observé et enregistré , cela signifie qu'il est plus loin que d'une étoile qui a une longue évolution . La méthode de calcul ne fonctionne que pour les étoiles qui se trouvent à moins de 200 années-lumière de la Terre . Le changement de parallaxe devient trop faible pour mesurer avec précision une fois la distance des objets dépasse 200 années-lumière .

Cepheid mesure des variables

Lorsque la distance pour mesurer étoiles passe à la capacité de la technique de parallaxe , la mesure de la variable de Cepheid doit être utilisé . Céphéides étoiles changent de luminosité sur de longues périodes de temps . Astronomes peuvent calculer la distance , en comparant la différence de la luminosité apparente de la luminosité réelle de la différence de luminosité star.The détermine la distance en utilisant un graphique qui correspond à la distance en années-lumière . La distance des amas globulaires et les galaxies lointaines peuvent être trouvées en utilisant la technique de mesure Céphéide . Loi de
Hubble

Durant les années 1920 , Edwin Hubble a découvert qu'il pouvait utiliser la période de luminosité des étoiles de différentes variables pour déterminer les distances extrêmes de galaxies , et même plus loin céleste objets . La loi de Hubble dicte qu'il existe une relation entre la distance et rouge le changement d'une galaxie - le décalage vers le rouge des raies spectrales est près de la fin de l'arc en ciel . Faisant passer la lumière d'une galaxie par un spectrogramme , le décalage vers le rouge peut être déterminée , qui fournit une distance assez précise . Cette méthode de mesure a démontré que l' univers est en expansion , et la méthode a été utilisée pour calculer les distances des objets célestes les plus éloignées .
Supernovae Observation

autre méthode de calcul distances implique l'observation de supernovae , ou les explosions d'étoiles . Explosions d'étoiles ont une luminosité maximale très régulière , qui peut être dépendait pour des calculs plus précis que la technique de mesure Cepheid . Depuis les supernovae sont des milliards de fois plus brillante que Céphéides étoiles , ils peuvent être ramassés dans les télescopes à de très grandes distances . Observations et les calculs de supernovae ont fourni leurs propres « chandelles standard » mesurant graphiques .