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