Las distancias en el Sistema Solar y el Universo de medición

Las distancias de nuestro planeta Tierra a objetos que residen en nuestro sistema solar y más allá es demasiado vasto para que determine las medidas de cinta o odómetros ; objetos del sistema solar siguen siendo demasiado lejana para mediciones mecánicas. El problema de la medición de las distancias fuera de nuestro sistema solar y profundamente en el universo queda agravado , ya que las galaxias y otros objetos astronómicos requieren medidas que abarcan cientos de años luz y más . Parallax Medición

Cuando la Tierra gira alrededor del Sol durante su ciclo regular, las estrellas cercanas como los vemos muestran un aparente cambio en relación a las estrellas más lejos. Esto se llama un cambio de paralaje . Al utilizar el diámetro de la órbita completa de la Tierra y conocer la magnitud del desplazamiento , los astrónomos pueden determinar el ángulo de paralaje sobre el cielo y el cálculo de la distancia de los objetos .

Parallax Límites Cálculo

Si la estrella exhibe un cambio pequeño o limitado cuando observado y registrado , significa que está más lejos que una estrella que tiene un largo turno . El método de cálculo sólo funciona para las estrellas que se encuentran a menos de 200 años luz de la Tierra. El cambio de paralaje es demasiado ligero para medir con precisión una vez que la distancia de los objetos supera 200 años luz.
Cepheid medida de variable

Cuando la distancia de medición de estrellas pasa a la capacidad de la técnica de la paralaje , se debe utilizar la medición de variables Cefeidas . Cefeidas estrellas cambian de luminosidad durante largos períodos de tiempo. Los astrónomos pueden calcular la distancia mediante la comparación de la diferencia en el brillo aparente a la verdadera brillo de la diferencia en luminosidad star.The determina la distancia mediante el uso de un gráfico que corresponde a la distancia en años luz . La distancia de los cúmulos globulares y las galaxias distantes se puede encontrar mediante la técnica de medición de variables Cefeidas . Ley
del Hubble

Durante la década de 1920 , Edwin Hubble descubrió que podía usar el período de luminosidad de las estrellas variables diferentes para determinar las distancias extremas de galaxias , e incluso más allá celestial objetos. Ley de Hubble dicta que existe una relación entre la distancia y el rojo cambio de una galaxia - el desplazamiento hacia el rojo es de las líneas espectrales hacia el final del arco iris. Al pasar la luz de una galaxia a través de un espectrograma , el corrimiento al rojo se puede determinar , que proporciona una distancia bastante exacta . Este método de medición demostró que el universo se está expandiendo , y el método se ha utilizado para el cálculo de las distancias de los objetos celestes más distantes.
Supernovas Observación

Otro método de cálculo distancias involucra la observación de supernovas , o estrellas en explosión . Las estrellas que explotan tienen una luminosidad máxima muy regular , que se puede confiar en los cálculos más precisos que con la técnica de medición Cefeidas . Dado que las supernovas son miles de millones de veces más brillante que las estrellas cefeidas , que pueden ser recogidos en los telescopios a distancias mucho mayores . Observaciones y cálculos de supernovas han proporcionado sus propios " candelas estándar" medir gráficos.