1. Parallax:
* Princip: Den uppenbara förändringen i ett objekts position när den ses från två olika platser. Föreställ dig att hålla fingret upp och titta på det med ett öga stängt, sedan det andra. Ditt finger verkar flytta relativt bakgrunden.
* Hur det fungerar: Astronomer mäter den uppenbara förändringen av en stjärns position när jorden kretsar runt solen. Ju större skiftet (parallax), desto närmare stjärnan.
* Begränsningar: Fungerar bara för relativt närliggande stjärnor (upp till några tusen ljusår).
2. Standardljus:
* Princip: Vissa föremål i universum har en känd inneboende ljusstyrka (ljusstyrka). Genom att jämföra deras uppenbara ljusstyrka med deras kända ljusstyrka kan vi uppskatta deras avstånd.
* typer:
* Cepheid -variabler: Pulserande stjärnor med en direkt relation mellan deras pulseringsperiod och ljusstyrka.
* typ Ia Supernovae: Exploderande vita dvärgstjärnor, som har en konsekvent topp ljusstyrka.
* Begränsningar: Kräver att du känner till objektets verkliga ljusstyrka, som kan påverkas av faktorer som dammabsorption.
3. Redshift:
* Princip: När ljuset reser genom ett expanderande universum sträcker sig dess våglängd, vilket får den att växla mot den röda änden av spektrumet (rödskift). Mängden rödskift är proportionell mot objektets avstånd.
* Hur det fungerar: Genom att mäta rödskiftet av en galaxens ljus kan vi uppskatta dess avstånd.
* Begränsningar: Baserat på antagandet om en enhetlig utvidgning av universum.
4. Tully-Fisher Relation:
* Princip: Ett samband mellan rotationshastigheten för spiralgalaxer och deras ljusstyrka.
* Hur det fungerar: Genom att mäta en galaxs rotationshastighet kan vi uppskatta dess ljusstyrka och sedan dess avstånd.
* Begränsningar: Fungerar bara för spiralgalaxer.
5. Yt Brightness Fluktuation (SBF):
* Princip: Fluktuationer i ljusstyrkan hos enskilda stjärnor i en galax kan användas för att bestämma dess avstånd.
* Hur det fungerar: Genom att mäta ljusstyrkans fluktuationer och tillämpa statistisk analys kan vi uppskatta galaxens avstånd.
* Begränsningar: Kräver högupplösta avbildning och fungerar bäst för närliggande galaxer.
6. Gravitationslensning:
* Princip: Böjningen av ljus runt massiva föremål och orsakar en förvrängd bild av källobjektet.
* Hur det fungerar: Mängden snedvridning beror på massan på linsobjektet och avståndet till både linsen och källobjektet.
* Begränsningar: Kräver ett massivt linsobjekt och exakt kunskap om dess massa.
Var och en av dessa tekniker har sina styrkor och svagheter, och astronomer använder ofta en kombination av metoder för att korsa kontroll och förfina avståndsmätningar. Strävan efter exakta avstånd pågår, med nya tekniker som ständigt utvecklas för att nå vidare in i rymdets enorma.
