1<sect1 id="ai-cosmicdist"> 2<sect1info> 3<author 4><firstname 5>Akarsh</firstname 6> <surname 7>Simha</surname 8> </author> 9</sect1info> 10<title 11>Kosmiliste kauguste redel</title> 12<indexterm 13><primary 14>Kosmiliste kauguste redel</primary 15></indexterm> 16<para 17>Kosmiliste kauguste redel on kasutusel eri meetodite kohta, millega astronoomid mõõdavad tähistaeva objektide kaugust. Mõned meetodid, näiteks <link linkend="ai-parallax" 18>parallaks</link 19> toimivad ainult lähedaste objektide korral. Teised meetodid, näiteks <firstterm 20>punanihe</firstterm 21>, toimivad ainult väga kaugete galaktikate korral. Niisiis on meetodeid mitu, igaühel oma kehtivuspiirkond, ja sellest ongi tuletatud redelikujund. </para> 22<sect2> 23<title 24>Otsemõõtmised</title> 25<para 26>Redeli allosas paiknevad objektid, mille kaugust saab otse mõtta, näiteks Kuu (vt <ulink url="https://en.wikipedia.org/wiki/Lunar_Laser_Ranging_experiment" 27>Lunar Laser Ranging</ulink 28>). Sama meetodit, küll raadiolaineid kasutades, pruugitakse ka planeetide kauguse leidmiseks. </para> 29 30<para 31>Lähemate tähtede korral on võimalik mõõta <link linkend="ai-parallax" 32>parallaksi</link 33>, millega saab määrata tähe kauguse. </para> 34</sect2> 35 36<sect2> 37<title 38>Kauguseindikaatorid</title> 39<para 40>Kauguseindikaatorid on objektid, mille heledus on meile täpselt teada. Näiv <link linkend="ai-magnitude" 41>tähesuurus</link 42>, mida pole raske mõõta, annab teada, kui heledana objekt näib, mitte seda, kui hele see tegelikult on. Kaugemad objektid nii heledad ei ole, sest nende valgus hajub palju suuremas ruumis. </para 43><para 44>Vastavalt <firstterm 45>pöördruudu seaduse</firstterm 46> rakendamisele valguse intensiivsuse kohta kahaneb objektilt meieni jõudva valguse kogus võrdeliselt kauguse ruuduga. Niisiis saame arvutada kauguse objektini, kui teame, kui hele see tegelikult on (absoluutne tähesuurus M) ja kui heledana see Maa peal paistab (näiv tähesuurus m). <firstterm 47>Kaugusmooduli</firstterm 48> võib defineerida järgmiselt: </para 49><para 50>Kaugusmoodul = M - m = 5 log<subscript 51>10</subscript 52> d - 5 </para 53><para 54>'d' on siin kaugus <link linkend="ai-parallax" 55>parsekites</link 56>. </para> 57<para 58>Teatavate kauguseindikaatorite korral on meil mõningad viisid nende heleduse tuvastamiseks, mistõttu saame välja arvutada ka nende kauguse. </para> 59<para 60>Levinumad astronoomias kasutavad kauguseindikaatorid on järgmised: <itemizedlist> 61 62<listitem 63><para 64>Muutlikud tähed tsefeiidid: teatud laadi korrapäraselt muutuvad tähed, mille muutumisperiood on seotud heledusega.</para 65></listitem> 66 67<listitem 68><para 69>RR-Lüüra muutlikud tähed: veel ühed korrapärased muutlikud tähed, mille perioodilisuse ja heleduse suhe on samuti hästi teada.</para 70></listitem> 71 72<listitem 73><para 74>Ia tüüpi supernoovad: füüsikaseaduste tõttu on neil supernoovadel väga kindel heledus ja seepärast saab neid ka kauguseindikaatoritena kasutada.</para 75></listitem> 76 77</itemizedlist> 78</para> 79</sect2> 80 81<sect2> 82<title 83>Teised meetodid</title> 84<para 85>Meetodeid on teisigi. Mõned on seotud tähefüüsikaga, näiteks seos eri tüüpi tähtede heleduse ja värvi vahel (seda väljendab tavaliselt <firstterm 86>Hertzsprungi-Russelli diagramm</firstterm 87>). Mõned meetodid sobivad täheparvedele, näiteks <firstterm 88>liikuva parve meetod</firstterm 89> ja <firstterm 90>põhijada määramise meetod</firstterm 91>. <firstterm 92>Tully-Fisheri seos</firstterm 93>, mis seostab spiraalgalaktika heleduse ja pöörlemise, on kasutatav kaugusmooduli leidmiseks, sest galaktika pöörlemist on üsna lihtne mõõta <firstterm 94>Doppleri efekti</firstterm 95> abil. Vahemaid kaugete galaktikateni võib leida <firstterm 96>punanihet</firstterm 97> mõõtes, see tähendab arvestades universumi laienemise tõttu meieni kaugetest galaktikatest jõudvas valguses tekkivat sageduse vähenemist ehk lainepikkuse suurenemist. </para> 98<para 99>Täpsemat teavet leiab Wikipedia artiklist <ulink url="https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_distance_ladder" 100>Cosmic Distance Ladder</ulink 101>. </para> 102</sect2> 103</sect1> 104