Le distanze dal nostro pianeta Terra a oggetti che risiedono nel nostro sistema solare e oltre sono troppo vasto per essere determinato da misure di nastro o contachilometri ; oggetti del sistema solare rimangono troppo distanti per misure meccaniche . Il problema delle distanze al di fuori del nostro sistema solare e profonda nell'universo di misura viene aggravato , dal momento che le galassie e altri oggetti astronomici richiedono misure che si estendono su centinaia di anni luce e altro ancora. Parallax misura

Quando la Terra gira intorno al Sole durante il suo ciclo regolare , stelle vicine come li abbiamo vista mostrano un cambiamento evidente rispetto alle stelle più lontano . Questo è chiamato un spostamento di parallasse . Usando il diametro dell'orbita terrestre completato e conoscendo l'entità dello spostamento , gli astronomi possono determinare l'angolo di parallasse sopra il cielo e calcolare la distanza degli oggetti .

Parallax calcolo Limiti

Se la stella presenta una piccola o limitata spostamento quando osservati e registrati , vuol dire che è più lontano di una stella che ha una lunga turno. Il metodo di calcolo funziona solo per le stelle che si trovano nel raggio di 200 anni luce dalla Terra . Lo spostamento di parallasse diventa troppo leggero per misurare con precisione una volta che la distanza di oggetti superiore a 200 anni luce .
Cefeidi misura variabile

Quando la distanza per le stelle di misura passa la capacità della tecnica parallasse , deve essere utilizzata la misura variabile Cefeidi . Cefeidi cambiano di luminosità per lunghi periodi di tempo . Astronomi possono calcolare la distanza confrontando la differenza di luminosità apparente alla vera luminosità della differenza star.The di luminosità determina la distanza utilizzando un grafico che corrisponde alla distanza in anni luce . La distanza degli ammassi globulari e galassie lontane si possono trovare utilizzando la tecnica di misura variabile Cefeide . Legge
di Hubble

Durante il 1920 , Edwin Hubble scoprì che poteva utilizzare l' periodo luminosità delle stelle diverse variabili per determinare le distanze estreme di galassie, e perfino più celeste oggetti. La legge di Hubble impone che esiste una relazione tra la distanza e il rosso spostamento di una galassia - spostamento verso il rosso delle righe spettrali è vicino alla fine dell'arcobaleno . Facendo passare la luce di una galassia attraverso uno spettrogramma , spostamento verso il rosso può essere determinata , che fornisce una distanza abbastanza precisa . Questo metodo di misurazione ha dimostrato che l'universo è in espansione, e il metodo è stato utilizzato per calcolare le distanze degli oggetti celesti più remoti .
Supernovae di osservazione

Un altro metodo di calcolo distanze comporta l'osservazione di supernovae , o stelle che esplodono . Stelle che esplodono hanno una luminosità massima molto regolare , che può essere dipeso per i calcoli più accurati rispetto alla tecnica di misurazione delle Cefeidi . Dal momento che le supernovae sono miliardi di volte più luminosa di stelle Cefeidi , possono essere ritirati in telescopi a distanze molto maggiori . Osservazioni di supernovae e calcoli hanno fornito i loro "candele standard" grafici di misurazione.