<sect1 id="ai-cosmicdist">
<sect1info>
<author
><firstname
>Akarsh</firstname
> <surname
>Simha</surname
> </author>
</sect1info>
<title
>Kosmiliste kauguste redel</title>
<indexterm
><primary
>Kosmiliste kauguste redel</primary
></indexterm>
<para
>Kosmiliste kauguste redel on kasutusel eri meetodite kohta, millega astronoomid mõõdavad tähistaeva objektide kaugust. Mõned meetodid, näiteks <link linkend="ai-parallax"
>parallaks</link
> toimivad ainult lähedaste objektide korral. Teised meetodid, näiteks <firstterm
>punanihe</firstterm
>, toimivad ainult väga kaugete galaktikate korral. Niisiis on meetodeid mitu, igaühel oma kehtivuspiirkond, ja sellest ongi tuletatud redelikujund. </para>
<sect2>
<title
>Otsemõõtmised</title>
<para
>Redeli allosas paiknevad objektid, mille kaugust saab otse mõtta, näiteks Kuu (vt <ulink url="https://en.wikipedia.org/wiki/Lunar_Laser_Ranging_experiment"
>Lunar Laser Ranging</ulink
>). Sama meetodit, küll raadiolaineid kasutades, pruugitakse ka planeetide kauguse leidmiseks. </para>

<para
>Lähemate tähtede korral on võimalik mõõta <link linkend="ai-parallax"
>parallaksi</link
>, millega saab määrata tähe kauguse. </para>
</sect2>

<sect2>
<title
>Kauguseindikaatorid</title>
<para
>Kauguseindikaatorid on objektid, mille heledus on meile täpselt teada. Näiv <link linkend="ai-magnitude"
>tähesuurus</link
>, 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
><para
>Vastavalt <firstterm
>pöördruudu seaduse</firstterm
> 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
>Kaugusmooduli</firstterm
> võib defineerida järgmiselt: </para
><para
>Kaugusmoodul = M - m = 5 log<subscript
>10</subscript
> d - 5 </para
><para
>'d' on siin kaugus <link linkend="ai-parallax"
>parsekites</link
>. </para>
<para
>Teatavate kauguseindikaatorite korral on meil mõningad viisid nende heleduse tuvastamiseks, mistõttu saame välja arvutada ka nende kauguse. </para>
<para
>Levinumad astronoomias kasutavad kauguseindikaatorid on järgmised: <itemizedlist>

<listitem
><para
>Muutlikud tähed tsefeiidid: teatud laadi korrapäraselt muutuvad tähed, mille muutumisperiood on seotud heledusega.</para
></listitem>

<listitem
><para
>RR-Lüüra muutlikud tähed: veel ühed korrapärased muutlikud tähed, mille perioodilisuse ja heleduse suhe on samuti hästi teada.</para
></listitem>

<listitem
><para
>Ia tüüpi supernoovad: füüsikaseaduste tõttu on neil supernoovadel väga kindel heledus ja seepärast saab neid ka kauguseindikaatoritena kasutada.</para
></listitem>

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

<sect2>
<title
>Teised meetodid</title>
<para
>Meetodeid on teisigi. Mõned on seotud tähefüüsikaga, näiteks seos eri tüüpi tähtede heleduse ja värvi vahel (seda väljendab tavaliselt <firstterm
>Hertzsprungi-Russelli diagramm</firstterm
>). Mõned meetodid sobivad täheparvedele, näiteks <firstterm
>liikuva parve meetod</firstterm
> ja <firstterm
>põhijada määramise meetod</firstterm
>. <firstterm
>Tully-Fisheri seos</firstterm
>, mis seostab spiraalgalaktika heleduse ja pöörlemise, on kasutatav kaugusmooduli leidmiseks, sest galaktika pöörlemist on üsna lihtne mõõta <firstterm
>Doppleri efekti</firstterm
> abil. Vahemaid kaugete galaktikateni võib leida <firstterm
>punanihet</firstterm
> mõõtes, see tähendab arvestades universumi laienemise tõttu meieni kaugetest galaktikatest jõudvas valguses tekkivat sageduse vähenemist ehk lainepikkuse suurenemist. </para>
<para
>Täpsemat teavet leiab Wikipedia artiklist <ulink url="https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_distance_ladder"
>Cosmic Distance Ladder</ulink
>. </para>
</sect2>
</sect1>
