<sect1 id="ai-cosmicdist">
<sect1info>
<author
><firstname
>Akarsh</firstname
> <surname
>Simha</surname
> </author>
</sect1info>
<title
>Kosmiska avståndsstegen</title>
<indexterm
><primary
>Kosmiska avståndsstegen</primary
></indexterm>
<para
>Den kosmiska avståndsstegen avser den följd av olika metoder som astronomer använder för att mäta avstånd till himmelsobjekt. Vissa metoder, som <link linkend="ai-parallax"
>parallax</link
> fungerar bara bra för närliggande objekt. Andra metoder, som att använda den <firstterm
>kosmologiska rödförskjutningen</firstterm
>, fungerar bara för mycket avlägsna galaxer. Sålunda finns det flera metoder, var och en med sin begränsade giltighet, och därav namnet. </para>
<sect2>
<title
>Direkta mätningar</title>
<para
>Den lägsta delen av stegen består av objekt vars avstånd kan mätas direkt, som månen (se <ulink url="https://sv.wikipedia.org/wiki/LLR"
>LLR</ulink
>). Samma teknik, med användning av radiovågor, tillämpas också för att ta reda på avstånd till planeter. </para>

<para
>För närliggande stjärnor är det möjligt att mäta <link linkend="ai-parallax"
>parallaxen</link
> som ger avståndet till stjärnan. </para>
</sect2>

<sect2>
<title
>Standardljuskällor</title>
<para
>"Standardljuskällor" är objekt vars inneboende ljusstyrka vi vet säkert. Den skenbara <link linkend="ai-magnitude"
>magnituden</link
>, vilken är enkel att mäta, talar om för oss hur ljust ett objekt verkar vara, inte hur ljust det i själva verket är. Avlägsna objekt förefaller mindre ljusa, eftersom deras ljus sprids över ett större område. </para
><para
>Enligt <firstterm
>avståndslagen</firstterm
> för ljusintensitet, avtar mängden ljus vi tar emot från ett objekt med avståndet i kvadrat. Vi kan sålunda beräkna avståndet till ett objekt om vi både känner till hur ljusstarkt det i själva verket är (absolut magnitud, 'M') och hur ljusstarkt det verkar för oss på jorden (skenbar magnitud, 'm'). Vi kan definiera <firstterm
>avståndsmodulen</firstterm
> på följande sätt: </para
><para
>Avståndsmodul = M - m = 5 log<subscript
>10</subscript
> d - 5 </para
><para
>Här är 'd' avståndet mätt i <link linkend="ai-parallax"
>parsec</link
>. </para>
<para
>För dessa speciella standardljuskällor har vi något annat sätt att veta deras inneboende ljusstyrka, och kan därmed beräkna deras avstånd. </para>
<para
>Vanliga "standardljuskällor" som används inom astronomi är: <itemizedlist>

<listitem
><para
>Cepheidvariabel: En typ av periodisk variabel stjärna, vars periodiska variation är relaterad till luminositeten</para
></listitem>

<listitem
><para
>RR Lyraestjärna: En annan sådan periodisk variabel stjärna med ett välkänt förhållande mellan period och luminositet</para
></listitem>

<listitem
><para
>Supernova av typ Ia: En sådan supernova har en mycket väldefinierad luminositet som resultat av de fysiska lagar som styr den och kan sålunda fungera som en standardljuskälla</para
></listitem>

</itemizedlist>
</para>
</sect2>

<sect2>
<title
>Andra metoder</title>
<para
>Det finns många andra metoder. Vissa av dem förlitar sig på stjärnfysik, som förhållandet mellan luminositet och färg för olika stjärntyper (oftast åskådliggjort med ett <firstterm
>Hertzsprung-Russel-diagram</firstterm
>). Vissa av dem fungerar för stjärnhopar, som metoderna med <firstterm
>rörliga stjärnhopar</firstterm
> och <firstterm
>huvudserieanpassning</firstterm
>. <firstterm
>Tully-Fisher-relationen</firstterm
> som relaterar ljusstyrkan hos en spiralgalax till dess rotation kan användas för att ta reda på avståndsmodulen, eftersom galaxens rotation är enkel att mäta med <firstterm
>Dopplereffekten</firstterm
>. Avstånd till avlägsna galaxer kan bestämmas genom att mäta den <firstterm
>kosmologiska rödförskjutningen</firstterm
>, som är rödförskjutningen av ljus från avlägsna galaxer orsakad av universums expansion. </para>
<para
>För ytterligare information se <ulink url="http://sv.wikipedia.org/wiki/Kosmisk_avståndsstege"
>Wikipedia om den kosmiska avståndsstegen</ulink
>. </para>
</sect2>
</sect1>
