Odległości w naszym Układzie Słonecznym i Wszechświecie pomiaru

odległości od naszej planety Ziemi do obiektów , które znajdują się w naszym Układzie Słonecznym i poza nim są zbyt rozległe , aby określić środki taśmowych lub odometers; Układu Słonecznego nadal zbyt odległe dla pomiarów mechanicznych . Problem odległości poza naszego układu słonecznego oraz w głąb wszechświata pomiaru zostaje spotęgowane , ponieważ galaktyki i inne obiekty astronomiczne wymagają pomiarów obejmujących setki lat świetlnych i więcej . Pomiar paralaksy

Ziemia obraca się wokół Słońca w czasie jego regularnego cyklu , w pobliżu gwiazd, jak my je zobaczyć pokazać pozorną zmianę w stosunku do gwiazd dalej na zewnątrz . To się nazywaparalaksy biegów. Za pomocą średnicy orbity Ziemi i wypełnionego znając wielkość przesunięcia , astronomowie mogą ustalić kąt paralaksy na niebie i obliczyć odległość obiektów .
Zbiory Parallax Limity obliczeniowe

gwiazda wykazuje niewielką lub ograniczoną zmianę , gdy obserwowane i rejestrowane , oznacza to, że jest dalej od gwiazdy, która ma długą zmianę. Metoda obliczania działa tylko dla gwiazd , które znajdują się w odległości 200 lat świetlnych od Ziemi . Paralaksy zmiana staje się zbyt lekkie , aby dokładnie zmierzyć , gdyodległość obiektów przekracza 200 lat świetlnych . Imperium Cepheid zmiennej pomiarowej

pomiaru odległości gwiazd przechodzi zdolność techniką paralaksy należy stosowaćpomiar zmiennej cefeida . Cefeid gwiazdek zmiany natężenia światła w długim okresie czasu. Astronomers można obliczyć odległość przez porównanie różnicy w widocznej jasności do prawdziwego jasności różnicy star.The natężenia światła określa odległość stosując wykres odpowiadający odległości w kierunku lekkich lat . Odległość od gromad kulistych i galaktyk można znaleźć za pomocą zmiennej technikę pomiarową cefeidy . :
Prawo Hubble'a

W 1920 roku Edwin Hubble odkrył, że może użyć okres jasność różnych gwiazd zmiennych w celu określenia skrajne odległości galaktyk , a nawet dalej ciał niebieskich . Prawo Hubble'a mówi, że istniejezwiązek między odległości i przesunięcia ku czerwieni galaktyki -przesunięcie ku czerwieni linii widmowych jest pod koniec tęczy. Przepuszczając światło galaktyki przez spektrogramie ,przesunięcie ku czerwieni może być określony , który zapewnia dość dokładne odległości . Ta metoda pomiarowa wykazała, że​​Wszechświat się rozszerza , ametoda została użyta do obliczenia odległości do najbardziej odległych ciał niebieskich .
Supernowe Obserwacja

Inna metoda obliczania odległości polega na obserwacji supernowych lub wybuchających gwiazd. Eksplodujące gwiazdy mają bardzo regularną maksymalną jasność , która może być zależało na bardziej dokładnych obliczeń niż techniki pomiarowej cefeidy . Ponieważ supernowe są miliardy razy jaśniejsze niż Cefeid gwiazd, mogą być odbierane w teleskopach na znacznie większe odległości . Obserwacje supernowych i obliczenia przedstawiły własne " świec standardowych " wykresy pomiaru . Imperium