<sect1 id="ai-cosmicdist"> <sect1info> <author ><firstname >Akarsh</firstname > <surname >Simha</surname > </author> </sect1info> <title >Kosmiska avståndsstegen</title> <indexterm ><primary >Kosmiska avståndsstegen</primary ></indexterm> <para >Den kosmiska avståndsstegen avser den följd av olika metoder som astronomer använder för att mäta avstånd till himmelsobjekt. Vissa metoder, som <link linkend="ai-parallax" >parallax</link > fungerar bara bra för närliggande objekt. Andra metoder, som att använda den <firstterm >kosmologiska rödförskjutningen</firstterm >, fungerar bara för mycket avlägsna galaxer. Sålunda finns det flera metoder, var och en med sin begränsade giltighet, och därav namnet. </para> <sect2> <title >Direkta mätningar</title> <para >Den lägsta delen av stegen består av objekt vars avstånd kan mätas direkt, som månen (se <ulink url="https://sv.wikipedia.org/wiki/LLR" >LLR</ulink >). Samma teknik, med användning av radiovågor, tillämpas också för att ta reda på avstånd till planeter. </para> <para >För närliggande stjärnor är det möjligt att mäta <link linkend="ai-parallax" >parallaxen</link > som ger avståndet till stjärnan. </para> </sect2> <sect2> <title >Standardljuskällor</title> <para >"Standardljuskällor" är objekt vars inneboende ljusstyrka vi vet säkert. Den skenbara <link linkend="ai-magnitude" >magnituden</link >, vilken är enkel att mäta, talar om för oss hur ljust ett objekt verkar vara, inte hur ljust det i själva verket är. Avlägsna objekt förefaller mindre ljusa, eftersom deras ljus sprids över ett större område. </para ><para >Enligt <firstterm >avståndslagen</firstterm > för ljusintensitet, avtar mängden ljus vi tar emot från ett objekt med avståndet i kvadrat. Vi kan sålunda beräkna avståndet till ett objekt om vi både känner till hur ljusstarkt det i själva verket är (absolut magnitud, 'M') och hur ljusstarkt det verkar för oss på jorden (skenbar magnitud, 'm'). Vi kan definiera <firstterm >avståndsmodulen</firstterm > på följande sätt: </para ><para >Avståndsmodul = M - m = 5 log<subscript >10</subscript > d - 5 </para ><para >Här är 'd' avståndet mätt i <link linkend="ai-parallax" >parsec</link >. </para> <para >För dessa speciella standardljuskällor har vi något annat sätt att veta deras inneboende ljusstyrka, och kan därmed beräkna deras avstånd. </para> <para >Vanliga "standardljuskällor" som används inom astronomi är: <itemizedlist> <listitem ><para >Cepheidvariabel: En typ av periodisk variabel stjärna, vars periodiska variation är relaterad till luminositeten</para ></listitem> <listitem ><para >RR Lyraestjärna: En annan sådan periodisk variabel stjärna med ett välkänt förhållande mellan period och luminositet</para ></listitem> <listitem ><para >Supernova av typ Ia: En sådan supernova har en mycket väldefinierad luminositet som resultat av de fysiska lagar som styr den och kan sålunda fungera som en standardljuskälla</para ></listitem> </itemizedlist> </para> </sect2> <sect2> <title >Andra metoder</title> <para >Det finns många andra metoder. Vissa av dem förlitar sig på stjärnfysik, som förhållandet mellan luminositet och färg för olika stjärntyper (oftast åskådliggjort med ett <firstterm >Hertzsprung-Russel-diagram</firstterm >). Vissa av dem fungerar för stjärnhopar, som metoderna med <firstterm >rörliga stjärnhopar</firstterm > och <firstterm >huvudserieanpassning</firstterm >. <firstterm >Tully-Fisher-relationen</firstterm > som relaterar ljusstyrkan hos en spiralgalax till dess rotation kan användas för att ta reda på avståndsmodulen, eftersom galaxens rotation är enkel att mäta med <firstterm >Dopplereffekten</firstterm >. Avstånd till avlägsna galaxer kan bestämmas genom att mäta den <firstterm >kosmologiska rödförskjutningen</firstterm >, som är rödförskjutningen av ljus från avlägsna galaxer orsakad av universums expansion. </para> <para >För ytterligare information se <ulink url="http://sv.wikipedia.org/wiki/Kosmisk_avståndsstege" >Wikipedia om den kosmiska avståndsstegen</ulink >. </para> </sect2> </sect1>