Pasirodo, kad atstumo matavimas iki žvaigždės yra įdomi problema! Astronomijoje sugalvoti du skirtingai metodai įvertinti, kiek toli yra bet kuri žvaigždė.
Pirmoji technika vadinama trianguliacija (aka Paralaksas). Žemės orbita aplink Saulę maždaug 186 milijonų mylių (300 milijonų kilometrų) skersmens. Žvelgiant į žvaigždę vieną dieną ir tada žiūri į ją vėl po 6 mėnesių, astronomas gali pamatyti ir matomumo kampo žvaigždė skirtumus. Atlikus nesudėtingus trigonometrinius skaičiavimus, skirtingais kampais gaunamas atstumas. Šis metodas tinka žvaigždėms iki maždaug 400 šviesmečių nuo Žemės.
Šiuo metu nėra tiesioginio metodo matuoti atstumą iki žvaigždžių esančių toliau kaip 400 šviesmečių nuo Žemės, todėl Astronomijoje naudojami ryškumo matavimai. Atrodo, kad žvaigždės spalvų spektras yra geras rodiklis apie jos faktinį ryškumą. Buvo įrodytas ryšys tarp spalvos ir ryškumo naudojant kelių tūkstančių žvaigždžių duomenis, esančių pakankamai arti Žemės, iki kurių atstumai matuojami tiesiogiai. Astronomai gali nustatyti tolimos žvaigždės spalvų spektrą. Pagal spalvą jie gali nustatyti žvaigždės faktinį ryškumą. Žinant faktinį ryškumą ir lyginant ryškumą matomą iš Žemės jie gali nustatyti atstumą iki žvaigždžių.
Laba diena,
Papildymas prie ankstesnio atsakymo.
1. Įrodyta, kad Cefeidės (kintamųjų žvaigždžių rūšis) yra iš esmės vienodos ir tame tarpe yra vienodo absoliutaus ryškio. Todėl išmatavus Cefeidės matomąjį ryškį galima nustatyti kokiu atstumu ji yra. Cefeides galima stebėti artimiausiose galaktikose esančiose už kelių milijonų šviesmečių, taigi ir išmatuoti atstumus iki tų galaktikų.
2. Įrodyta, kad Ia tipo supernovos (sprogstančios žvaigždės) yra iš esmės vienodos ir tame tarpe yra vienodo absoliutaus ryškio. Todėl išmatavus Ia supernovos matomąjį ryškį galima nustatyti kokiu atstumu ji yra. Ia tipo supernovas yra matomos gerokai toliau nei Cefeidės.
3. Hablas nustatė, kad visata plečiasi ir visi kosminiai objektai tolsta vienas nuo kitos. Tolstant objektui jo spalva rausta, o tamsiosios sugerties spektro linijos slenkasi į raudonąją spektro pusę. Ištyrinėjus tolstančio objekto spektrą galima palyginti jį su nejudančio objekto spektru ir apskaičiuoti kokiu greičiu objektas tolsta, o pagal greitį - kokiu atstumu visatoje objektas yra nutolęs.
Cefeidžių atstumo nustatymo metodas remiasi pralaksų metodu, Ia tipo supernovų metodas remiasi Cefeidžių metodu, raudonojo poslinkio metodas remiasi Ia supernovų metodu. Kadangi kiekvienas metodas turi netikslumų, raudonojo poslinkio metodas yra pats netiksliausias ir tinkamas tik ypatingai dideliems atstumams matuoti - šimtai milijonų ir milijardai šviasmečių.
