etäisyyden mittaaminen


etäisyyden mittaaminen

Selite Tähtitieteessä etäisyyksiä voidaan määrittää usealla eri menetelmällä. Aurinkokunnassa mm. kolmiomittauksella ja Keplerin lakeja hyväksikäyttäen. Lähimpien tähtien etäisyyksiä voidaan mitata trigonometrisen parallaksin avulla, ja kaukaisempia tähtijoukkoja ns. kinemaattisen parallaksin keinoin. Kefeidien jakson pituuden ja kirkkauden välisen periodi-luminositeetti-relaation avulla päästään jo usean miljoonan valovuoden päähän. Myös joidenkin kirkkaimpien tähtien näennäisiä kirkkauksia voidaan käyttää. Galaksien etäisyyksiä voidaan arvioida niiden pakonopeuksien avulla ( Hubblen laki), tai mittaamalla galaksijoukoissa joukkojen kirkkaimpien galaksien näennäinen kirkkaus. Kaukaisimmat tunnetut kohteet ovat useiden miljardien valovuosien päässä.

Kolmiomittaus on tunnettu jo vuosisatoja. Se soveltuu vain joidenkin lähimpien kohteiden etäisyyden suoraan mittaukseen, koska riittävän pitkää kantaviivaa ei ole mahdollista saada. Suhteelliset etäisyydet on kuitenkin helppo laskea Keplerin kolmannen lain perusteella, joka antaa yhteyden kiertoajan ja radan koon välille. Absoluuttisten etäisyyksien selvittämiseksi riittää mitata yksi välimatka. Nykyisin tämä voidaan tehdä myös tutkalla; kaukaisin tutkakaiku on saatu Saturnuksen renkaista.

Aurinkokunnan ulkopuolisille kohteille maapallon pinnalla mitattavat kanta- viivat ovat aivan liian lyhyet kolmiomittausta varten. Pisin saavutettavissa oleva kanta on maapallon radan halkaisija, noin 300 miljoonaa kilometria. Kun tähteä havaitaan puolen vuoden välein, nähdään se radan ääriasennoista. Lähellä oleva tähti näyttää siirtyvän hiukan vuoden kuluessa kaukaiseen taustaan verrattuna, menetelmää kutsutaan trigonometriseksi parallaksiksi. Siirros on varsin pieni, lähimmillekin tähdille vain kaarisekunnin luokkaa. Trigonometrisen parallaksin avulla päästään vajaan sadan valovuoden etäisyydelle.

Joidenkin avonaisten tähtijoukkojen liikkeiden avulla voidaan edellistä huomattavasti kaukaisempienkin tähtien etäisyys määrätä; nyt saavutetaan jo tilastollisesti niin merkittävä otos, että erilaisia tilastollisia menetelmiä voidaan soveltaa vielä kaukaisemmille kohteille (kirkkaimpien tähtien kirkkaudet, tilastollinen parallaksi).

Myös radioastronomian keinoin saadaan mm. neutraalin vedyn jakautuma mitatuksi; tässä käytetään hyväksi pilvien liikettä Linnunradan keskuksen ympäri.

Kefeidit ovat muuttuvien tähtien luokka, joiden valonvaihtelun jakso riippuu niiden todellisesta kirkkaudesta. Kun näennäinen kirkkaus ja jakson pituus mitataan, voidaan etäisyys laskea. Ensimmäisenä kefeidien kirkkausrelaation löysi v. 1912 Henrietta Leavitt tutkiessaan Pienen Magellanin pilven kefeidejä. Koska kefeidit ovat absoluuttisesti hyvin kirkkaita, nähdään niitä lähimmistä galakseista.

Vuonna 1929 E. Hubble julkaisi tutkimuksen galaksien etäisyyden ja spektrien punasiirtymän välisestä yhteydestä, jonka mukaan galaksi etääntyy sitä nopeammin, mitä kauempana se on. Hubblen lain avulla voidaan määrätä kaukaisimpien galaksien etäisyyksiä.

Galaksijoukkojen kirkkammat galaksit ovat aina likimain yhtä kirkkaita. Kun tällaisten galaksien näennäiset kirkkaudet mitataan, voidaan galaksin etäisyys laskea.

Supernovien kirkkauksia voidaan myös käyttää; tulos tosin on suhteellisen epävarma, koska absoluuttiset kirkkaudet voivat vaihdella melkoisesti.

Erikieliset vastineet

distance measurement

englanti (English)

Käytetyt lähteet

Zubenelgenubi

Alaviitteet

Lähdeviittaus tähän sivuun:
Tieteen termipankki 15.11.2024: Tähtitiede:etäisyyden mittaaminen. (Tarkka osoite: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Tähtitiede:etäisyyden mittaaminen.)

Siirry tarkastelemaan sivun muokkaushistoriaa →