Les distances de notre planète Terre à des objets qui se trouvent dans notre système solaire et au-delà sont trop vaste pour être déterminée par des mesures de bande ou 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 profondément dans l'univers devient aggravé, puisque les galaxies et autres objets astronomiques exigent des mesures qui couvrent des centaines d'années-lumière et plus.
mesure Parallax
Lorsque la Terre tourne autour du Soleil au cours de son cycle régulier, les étoiles proches que nous considérons leur montrent un décalage apparent par rapport aux étoiles plus loin. On appelle cela un changement de parallaxe. En utilisant le diamètre de l'orbite de la Terre terminée et sachant l'ampleur du changement, les astronomes peuvent déterminer l'angle de parallaxe sur le ciel et calculer la distance des objets.
Limites de calcul Parallax
Si l'étoile présente une petite ou limitée changement lorsqu'il est observé et enregistré, cela signifie qu'il est plus loin que 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 décalage de parallaxe devient trop faible pour mesurer avec précision une fois la distance des objets dépasse 200 années-lumière.
Cepheid mesure variable
Lorsque la distance de mesure pour étoiles passe la capacité de la technique parallaxe, la mesure Céphéide doit être utilisée. Céphéides changement de luminosité sur de longues périodes de temps. Astronomes peuvent calculer la distance, en comparant la différence de brillance 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 de lumière. La distance des amas globulaires et les galaxies lointaines peuvent être trouvées en utilisant la technique de mesure variables Cepheid.
La loi de Hubble
Pendant les années 1920, Edwin Hubble a découvert qu'il pouvait utiliser la période luminosité des différentes étoiles variables pour déterminer les distances extrêmes de galaxies, et même des objets célestes plus loin. La loi de Hubble dicte qu'il existe une relation entre la distance d'une galaxie et décalage vers le rouge - le décalage vers le rouge des raies spectrales est près de la fin de l'arc en ciel. En passant la lumière d'une galaxie à travers 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 pour la plupart des objets célestes éloignés.
Supernovae Observation
Une autre méthode de calcul des distances implique l'observation de supernovae, ou des étoiles qui explosent. Exploding étoiles ont une luminosité maximale très régulière, qui peut être dépendait pour des calculs plus précis que la technique de mesure Cepheid. Étant donné que les supernovae sont des milliards de fois plus brillante que Céphéides, ils peuvent être ramassés dans les télescopes à de plus grandes distances. observations et calculs supernovae ont fourni leurs propres "bougies standard" mesure graphiques.