Kilka metod zostały zidentyfikowane do zmierzenia się odległości w astronomii . Każda metoda ma zastosowanie tylko do określonej skali. Metody sprawdzania krzyżowego umożliwiają, krok po kroku, pomiar odległości najodleglejszych obiektów w obserwowalnym wszechświecie .
Pierwszy pomiar odbywa się w astronomii zaprojektowanym do III th wieku pne. AD przez Eratostenesa .
Jego obliczenia są proste: Słońce jest tak daleko, że jego promienie docierają równolegle do dowolnego punktu na Ziemi .
Eratostenes czytał, że w Syene w Górnym Egipcie (obecnie Asuan ) promienie wpadają pionowo do studni w południe (słoneczne), dzień przesilenia letniego . Oznacza to, że Słońce przechodzi przez zenit , więc nie ma cienia . Dalej na północ w tym samym czasie promienie docierają do Aleksandrii pod niezerowym kątem, który zmierzył.
Kąt mierzony jest 1 / 50 p koła.
Oznacza to, że obwód Ziemi jest pięćdziesiąt razy większy niż odległość Syene-Alexandria.
Eratostenes czytał również, że karawany wielbłądów wyruszające z Syene potrzebowały pięćdziesięciu dni na dotarcie do Aleksandrii, pokonując sto stadionów dziennie. Obliczył, że odległość między dwoma miastami w dolinie Nilu wynosi 5000 stadionów. Stadion odpowiada 158 m .
Mierząc cień rzucany przez te obiekty o znanej wysokości, znajdujące się w dwóch punktach o różnych szerokościach geograficznych, wyznaczył wartość 250 000 stadionów (lub 39 500 km ) dla długości południka , czyli obwodu Ziemi. Ten pomiar jest dokładny w granicach 2%. Wydedukował promień Ziemi .
Pierwszy pomiar wielkości Księżyca i odległości Ziemia-Księżyc został wykonany w starożytności za pomocą obserwacji zaćmień . Obserwacja zaćmień Księżyca pokazuje szerokość cienia Ziemi na Księżycu i widzimy, że średnica cienia Ziemi wynosi 2,5 średnicy księżyca na poziomie Księżyca . Jednak podczas zaćmienia Słońca powierzchnia Ziemi znajduje się na szczycie stożka cienia, ponieważ powierzchnia Ziemi w cieniu jest niewielka ( pozorne średnice Księżyca i Słońca są prawie identyczne). Dlatego cień Księżyca zmniejszył się o księżycową średnicę po odległości Ziemia-Księżyc.
To samo musi dotyczyć cienia Ziemi na Księżycu. Tak więc Ziemia ma mniej więcej 2,5 + 1 = 3,5 średnicy księżyca (dokładnie 3,663). Znając średnicę Ziemi, wyprowadzamy średnicę Księżyca w kilometrach. Kąt, pod którym widzimy Moon jest pół stopni ( 1 / 110 p o radian ) odległość Ziemi Moon zatem 110 lunar średnice lub 60 naziemnej promienie lub 384.000 kilometry .
Od 1969 roku program Apollo Amerykanów i program Luna Sowietów doprowadziły do zainstalowania reflektorów na księżycowej ziemi. Mierząc czas potrzebny na powrót wiązki laserowej emitowanej z Ziemi po odbiciu od Księżyca, możemy z dużą dokładnością (rzędu centymetra) wyznaczyć odległość Ziemia-Księżyc . Średnia odległość obliczona w eksperymencie znanym jako telemetria laserowo-księżycowa wynosi 384.466,999 9 km .
Do pomiaru odległości Ziemia-Słońce stosuje się kilka metod. Pierwsza metoda nie podlegająca dużym niepewnościom została wdrożona przez Jeana Picarda , Jean-Dominique'a Cassiniego i Jeana Richera w 1672 roku . Jean Richer, który wyjechał do Cayenne , i Jean Dominique Cassini, który pozostał w Paryżu , wykorzystują przejście Marsa najbliżej Ziemi, aby zmierzyć jego paralaksę . Te jednoczesne obserwacje pozwalają im z dobrym przybliżeniem określić wymiary Układu Słonecznego , a w szczególności odległość Ziemi od Słońca (130 mln kilometrów wobec prawie 149,6 mln dla obecnej średniej). Pomiar ten wykorzystuje trzecie z praw Keplera zastosowane do obrotu Ziemi i Marsa wokół Słońca.
Coraz dokładniejsze szacunki stały się również możliwe dzięki badaniu tranzytów Wenus, które występują parami nieco mniej niż raz na stulecie: 95,6 milionów kilometrów przez badanie tranzytów z 1639 roku , 153 miliony kilometrów po tranzytach z lat 1761 i 1769 oraz ostatecznie 149,9 miliona kilometrów po tych z 1874 i 1882 roku . Ta ostatnia wartość jest tylko o 0,2% większa niż obecnie szacowana średnia wartość (149,6 mln kilometrów).
Obecnie odległość Ziemia-Słońce jest mierzona z dokładnością do około dziesięciu metrów dzięki wykorzystaniu sond kosmicznych i telemetrii radarowej. Tranzyty z lat 2004 i 2012 nie były zatem konieczne do dopracowania wartości uzyskanych w przeszłości.
Odległość do najbliższych gwiazd można łatwo wyznaczyć metodą paralaksy , a w szczególności paralaksy rocznej (paralaksa dobowa nie jest wystarczająco czuła w tym przypadku). Zasada polega na pomiarze, w odniesieniu do odległych gwiazd, odchylenia najbliższych gwiazd w odstępie 6 miesięcy, gdy Ziemia przemieściła się dwa razy 150 milionów kilometrów (dwukrotna odległość Ziemia-Słońce). Dobre wyniki uzyskuje się dla gwiazd znajdujących się w odległości kilkuset lat świetlnych. Poza tym ta metoda nie jest już odpowiednia, ponieważ uzyskany kąt jest zbyt mały, aby można go było precyzyjnie zmierzyć.
Cefeida są gwiazdy zmienne świecące którego jasność zmienia się periodycznie w okresie P (wyrażonego w dniach) jest bezpośrednio skorelowana z ich bezwzględnej wielkości średniej M V na światło widzialne , zgodnie z związku okresowa jasności w postaci:
M V = –2,43 ± 0,12 × ( log 10 P - 1) - (4,04 ± 0,02).Porównanie jasności absolutnej z jasnością pozorną pozwala wywnioskować moduł odległości gwiazdy, a tym samym jej odległość od Ziemi .
Odległość d klasycznych cefeid wyrażoną w parsekach można obliczyć na podstawie ich okresu P wyrażonego w dniach oraz ich jasności pozornej M I w bliskiej podczerwieni i M V w świetle widzialnym :
5 × log 10 d = M V + 3,34 × log 10 P - 2,58 × ( M V - M I ) + 7,50.Ta metoda jest odziedziczona z prac Henriety Levitt .
W najbliższej galaktyki może być mierzona przez cefeidy sposobu gdy zawierają one tak bardzo jasną gwiazdę.
Jasność podczerwień z gwiazdy populacji II do czubka czerwonego olbrzyma oddziału jest inny wskaźnik odległości do pomiaru odległości galaktyk, ponieważ nie zależy od masy lub metalicznością gwiazdy mowa; Ponieważ gwiazdy populacji II znajdują się w gromadach kulistych, jak również w galaktykach, metoda ta jest z powodzeniem stosowana do wielu obiektów w ramach Grupy Lokalnej .
W przypadku bardziej odległych obiektów stosujemy metodę przesunięcia ku czerwieni . Umożliwia wywnioskowanie prędkości z obserwacji linii absorpcji lub emisji wynikających z obserwacji widm.
Metoda ta, w połączeniu z prawem Hubble'a , pozwala teoretycznie mierzyć odległości obiektów (o ile są one świecące) znajdujących się w głębi obserwowalnego wszechświata .
Istnieją jednostki miary długości używane specjalnie w astronomii: