1. Parallax:
* Princip: Detta är guldstandarden för att mäta avstånd till närliggande stjärnor. Det förlitar sig på den uppenbara förändringen i en stjärns position när jorden kretsar runt solen. Föreställ dig att hålla fingret framför ansiktet och titta på det med ett öga stängt, sedan det andra. Ditt finger verkar växla mot bakgrunden. På liknande sätt verkar stjärnor växla något mot bakgrund av avlägsna stjärnor när jorden rör sig i sin bana.
* Metod: Astronomer mäter vinkelförskjutningen (parallax) av en stjärna mot bakgrund av avlägsna stjärnor under en sexmånadersperiod, när jorden är på motsatta punkter i sin bana. Ju större parallax, desto närmare stjärnan.
* Begränsningar: Parallax kan endast mätas exakt för stjärnor relativt nära jorden, vanligtvis inom några tusen ljusår.
2. Spektroskopisk parallax:
* Princip: Denna metod förlitar sig på förhållandet mellan en stjärns uppenbara ljusstyrka och dess spektrala typ (som bestäms genom att analysera dess ljus).
* Metod: Astronomer mäter stjärnans uppenbara storlek (hur ljus den verkar från jorden) och bestämmer dess spektraltyp. Genom att jämföra stjärnans observerade ljusstyrka med teoretiska modeller av stjärnor av den spektrala typen kan de uppskatta stjärnans absoluta storlek (dess verkliga ljusstyrka). Skillnaden mellan uppenbar och absolut storlek gör att de kan beräkna avståndet.
* Begränsningar: Denna metod är mindre exakt än parallax men kan användas för stjärnor längre bort. Det förlitar sig på antagandet att stjärnor av en viss spektral typ har liknande inneboende ljusstyrkor.
3. Moving Cluster Method:
* Princip: Denna metod använder rätt rörelse (den uppenbara rörelsen av en stjärna över himlen) av stjärnor i ett kluster för att bestämma deras avstånd.
* Metod: Astronomer mäter rätt rörelse av stjärnor i ett ungt, öppet stjärnkluster. Genom att känna till klusterens ålder och stjärnornas hastigheter kan de beräkna avståndet till klustret.
* Begränsningar: Denna metod fungerar bara för stjärnor i kluster.
4. Standardljus:
* Princip: Denna metod använder föremål med kända inneboende ljusstyrka (ljusstyrka). Genom att jämföra deras uppenbara ljusstyrka med deras faktiska ljusstyrka kan vi beräkna deras avstånd.
* Metod: Vissa objekt, som Cepheid-variabla stjärnor och typ IA-supernovae, har ett väl definierat förhållande mellan deras ljusstyrka och deras pulsationsperiod eller ljuskurva. Genom att observera dessa föremål kan astronomer bestämma deras absoluta storlek och sedan beräkna deras avstånd baserat på deras uppenbara ljusstyrka.
* Begränsningar: Dessa metoder är mindre exakta än parallax och spektroskopisk parallax, men de kan användas för mycket större avstånd.
Dessa är några av de primära metoderna som astronomer använder för att bestämma avståndet till stjärnor inom 1000 ljusår. Valet av metod beror på stjärnans avstånd, typ och andra faktorer.
