Αποστάσεις στο ηλιακό μας σύστημα και το Σύμπαν μέτρησης

Οι αποστάσεις από τον πλανήτη Γη μας σε αντικείμενα που βρίσκονται στο ηλιακό μας σύστημα και πέρα ​​είναι πάρα πολύ μεγάλη για να καθορίζεται από τα μέτρα ταινία ή χιλιομετρικών αποστάσεων ? ηλιακό σύστημα αντικείμενα παραμένουν πολύ μακρινό για τις μηχανικές μετρήσεις . Το πρόβλημα της μέτρησης αποστάσεων εκτός του ηλιακού μας συστήματος και βαθιά μέσα στο σύμπαν γίνεται επιδεινώνεται , δεδομένου ότι οι γαλαξίες και άλλα αστρονομικά αντικείμενα απαιτούν μετρήσεις που εκτείνονται σε εκατοντάδες έτη φωτός και περισσότερο . Parallax Μέτρηση
Η

Όταν η Γη περιστρέφεται γύρω από τον ήλιο κατά τη διάρκεια της τακτικής κύκλο του, κοντινά αστέρια όπως τα δείτε δείχνουν μια φαινομενική μετατόπιση σε σχέση με τα αστέρια μακρύτερα έξω . Αυτό ονομάζεται parallax βάρδια. Με τη χρήση της διαμέτρου ολοκληρώσει την τροχιά της Γης και γνωρίζοντας το μέγεθος της μετατόπισης , οι αστρονόμοι μπορούν να καθορίσουν την γωνία παράλλαξης πάνω από τον ουρανό και να υπολογίσει την απόσταση των αντικειμένων .
Εικόνων Parallax Όρια Υπολογισμός
Η

Εάν το αστέρι εμφανίζει μια μικρή ή περιορισμένη στροφή όταν παρατηρούνται και να καταγράφονται , αυτό σημαίνει ότι είναι πιο μακριά από ό, τι ένα αστέρι που έχει μια μεγάλη στροφή . Η μέθοδος υπολογισμού λειτουργεί μόνο για τα αστέρια που βρίσκονται σε απόσταση 200 έτη φωτός από τη Γη . Η παράλλαξη μετατόπιση γίνεται πάρα πολύ μικρή για να μετρηθεί με ακρίβεια τη στιγμή που η απόσταση των αντικειμένων υπερβαίνει τα 200 έτη φωτός .

Η Cepheid Variable Μέτρηση
Η

Όταν η απόσταση για τη μέτρηση αστέρων περνάει την ικανότητα της παράλλαξης τεχνική, πρέπει να χρησιμοποιείται η μέτρηση μεταβλητή Cepheid . Αστέρια Cepheid αλλάξει φωτεινότητα για μεγάλες χρονικές περιόδους . Αστρονόμοι μπορεί να υπολογίσει την απόσταση συγκρίνοντας τη διαφορά στην προφανή φωτεινότητα προς την πραγματική φωτεινότητα της διαφοράς της φωτεινότητας star.The καθορίζει την απόσταση , χρησιμοποιώντας ένα γράφημα που αντιστοιχεί στην απόσταση σε έτη φωτός . Η απόσταση από τα σφαιρωτά σμήνη και μακρινούς γαλαξίες μπορεί να βρεθεί χρησιμοποιώντας τη μεταβλητή Cepheid τεχνική μέτρησης . Νόμος
εικόνων του Hubble
Η

Κατά τη διάρκεια της δεκαετίας του 1920 , ο Edwin Hubble ανακάλυψε ότι θα μπορούσε να χρησιμοποιήσει το περίοδο φωτεινότητα των διαφορετικών μεταβλητών αστέρων για να καθορίσει τις ακραίες αποστάσεις των γαλαξιών , και ακόμη μακρύτερα ουράνιων αντικειμένων . Νόμος του Hubble υπαγορεύει ότι υπάρχει μια σχέση μεταξύ της απόστασης και ερυθρά μετατόπιση ενός γαλαξία - η μετατόπιση προς το ερυθρό είναι οι φασματικές γραμμές κοντά στο τέλος του ουράνιου τόξου . Με το πέρασμα του φωτός του γαλαξία μέσα από ένα φασματογράφο, η μετατόπιση προς το ερυθρό μπορεί να προσδιοριστεί , η οποία παρέχει μια αρκετά ακριβή απόσταση . Αυτή η μέθοδος μέτρησης έδειξαν ότι το σύμπαν διαστέλλεται , και η μέθοδος έχει χρησιμοποιηθεί για τον υπολογισμό των αποστάσεων για τις πιο απομακρυσμένες ουράνια αντικείμενα .
Εικόνων υπερκαινοφανείς Παρατήρηση
Η

άλλη μέθοδος υπολογισμού αποστάσεις περιλαμβάνει την παρατήρηση των σουπερνόβα , ή άστρα που εκρήγνυνται . Έκρηξη αστέρια έχουν έναν πολύ τακτική μέγιστη φωτεινότητα , η οποία μπορεί να εξαρτώνται από τον όρο για πιο ακριβείς υπολογισμούς από την τεχνική μέτρησης Cepheid . Δεδομένου ότι οι σουπερνόβα είναι δισεκατομμύρια φορές πιο φωτεινή από αστέρια Cepheid , μπορούν να επιβιβάζονται σε τηλεσκόπια σε πολύ μεγαλύτερες αποστάσεις . Οι υπερκαινοφανείς παρατηρήσεις και οι υπολογισμοί έχουν δώσει το δικό τους " πρότυπα κεριά " μέτρηση γραφήματα .
Η
εικόνων