Het meten van afstanden in ons zonnestelsel en heelal

De afstanden van onze planeet Aarde om objecten die verblijven in ons zonnestelsel en daarbuiten zijn te groot om te worden bepaald door meetlinten of kilometerteller ; objecten in het zonnestelsel nog steeds te ver weg zijn voor mechanische metingen. Het probleem van het meten van afstanden buiten ons zonnestelsel en diep in het heelal wordt verergerd , omdat sterrenstelsels en andere astronomische objecten vereisen metingen die honderden lichtjaren en meer overspannen. Parallax Meting

Als de aarde draait rond de zon tijdens zijn regelmatige cyclus , nabije sterren zoals wij ze zien tonen een duidelijke verschuiving ten opzichte van sterren verder uit . Dit heet een parallax verschuiving . Door gebruik te maken van de diameter van de aarde voltooid baan en het kennen van de omvang van de verschuiving , kunnen astronomen de parallax hoek te bepalen over de hemel en bereken de afstand van objecten .
Parallax Berekening Grenzen

Als de ster vertoont een kleine of beperkte verschuiving wanneer geobserveerd en geregistreerd , betekent dit dat het verder weg dan een ster die een lange shift heeft . De berekeningsmethode werkt alleen voor sterren die binnen 200 lichtjaar van de aarde wonen . De parallax verschuiving wordt te klein om nauwkeurig te meten zodra de afstand van objecten groter is dan 200 lichtjaar .
Cepheïde Meting

Als de afstand voor het meten van sterren geeft het vermogen van de parallax techniek , moet de variabele Cepheid meting gebruikt . Cepheid sterren veranderen in helderheid over lange perioden van tijd. Astronomen kan de afstand te berekenen door vergelijking van de verschillen in de schijnbare helderheid van de werkelijke helderheid van de star.The verschil in helderheid bepaalt de afstand met behulp van een grafiek die overeenkomt met de afstand in lichtjaren . De afstand van bolvormige sterrenhopen en sterrenstelsels kan worden gevonden met behulp van de cepheïde meettechniek .
Wet van Hubble

Tijdens de jaren 1920 , Edwin Hubble ontdekte dat hij kon gebruiken de periode lichtsterkte van verschillende variabele sterren aan de extreme afstanden van sterrenstelsels te bepalen , en zelfs verder hemellichamen . Hubble wet dicteert dat er een verband bestaat tussen afstand en roodverschuiving van een sterrenstelsel - de roodverschuiving is de spectraallijnen in de buurt van het einde van de regenboog . Bij het passeren van het licht van een sterrenstelsel via een spectrogram , kan de rode verschuiving worden vastgesteld , die een vrij nauwkeurige afstand biedt . Deze meetmethode aangetoond dat het heelal uitdijt , en de methode is gebruikt om afstanden naar de meest afgelegen hemellichamen berekenen .
Supernova Observation

Een andere wijze van berekening afstanden betreft de observatie van supernovae , of exploderende sterren . Exploderende sterren hebben een zeer regelmatige maximale lichtsterkte , die kan worden afhing voor meer nauwkeurige berekeningen dan de Cepheïde meettechniek . Aangezien de supernovae zijn miljarden keer helderder dan Cepheïde sterren , kunnen ze worden opgehaald in telescopen op veel grotere afstanden . Supernova waarnemingen en berekeningen hebben verstrekt hun eigen " standaard kaarsen " meten grafieken .