Скала на вселенски растојанија (или вонгалактичка скала на растојанија) — низа на методи кои се користени од страна на астрономите, за да се определи растојанието до небесните тела. Вистинско директно мерење на растојанието на астрономско тело е можно само за оние тела кои се „доволно близу“ (околу илјада парсеци) од Земјата. Техниките за определување на растојаниета до подалечните тела се засновани на методи за блиски растојанија и методи за далечни растојанија. Некои од методите се засноваат на стандардна свеќа, односно астрономско тело за кое е позната сјајноста.
Аналогијата со скала произлегува бидејќи ниту една техника не може да се користи за мерење на различните растојанија во астрономијата. Па така, за блиските тела се користи една техника, а дрѕуга техника се користи за блиски и средни растојанијаитн. Секој чекор на скалата обезбедува информации за растојанијата на следниот повисокиот чекор.
Директни мерења
Во основата на скалата се основните мерења за растојанија, каде растојанијата се определени директно, без да се има потреба да се знае природата на телото кое се разгледува. Прецизното мерење на местоположбите на ѕвездите е дел од дисциплината наречена астрометрија.
Астрономска единица
Директното мерење на растојанијата се заснова на астрономска единица (ае), што пак е дефинирана како средното растојание меѓу Земјата и Сонцето. Кеплеровите закони обезбедуваат прецизни односи за големините на орбитите на телата во орбита околу Сонцето, но обезбедува мерење за големината на целокупниот орбитален систем. За да се определи растојанието меѓу некое тело и Земјата се користи радар. Од тоа мерење и односот на двете големини на орбитите, се пресметува Земјината орбита. Оваа орбита е определена со апсолутна точност од неколку метри и релативна прецизност од околу .
Историски, набљудувањата на премините на Венера биле од огромно значење за определување на ае; во првата половина на век,од голема важност биле и набљудувањата на астероидите. Моментално орбитата на Земе определена со голема прецизност користејќи радарски мерења за растојанието до Венера и останатите блиски планети и астероиди, и преку следењето на летовите на вселенските летала во нивните орбити околу Сонцето, низ Сончевиот Систем.
Паралакса
Најважните основни мерења за растојанието се добиени преку тригонометриската паралакса. Како што Земјата се движи околу Сонцето, положбата на блиските ѕвезди малку ќе се промени во однос на подалечните позадински ѕвезди. Овие промени се агли на рамнокрак триаголник, при што основата на триаголникот ќе биде 2 ае (растојанието меѓу крајните положби во Земјината орбита околу Сонцето), а пак растојанието до ѕвездата во крајните положби на основата ќе биидат краците на тој триаголник. Големината на промената е многу мала, околу 1 лачна секунда за тело на растојание од 1 парсек (3,26 светлосни години), и понатамошно се смалува како што растојанието се зголемува. Астрономите вообичаено растојанието го изразуваат во единица мерка парсеци (паралаксна лачна секунда), светлосна година е мерка која ја користат средствата а информирање.
Бидејќи паралаксата станува се помала за поголеми ѕвездени растојанија, прецизни мерења може да се добијат само за ѕвезди, кои се доволно блиски да имаат паралакса поголема неколкупати од прецизноста на мерењето. Во 1990-ите, на пример, мисијата „Хипаркос“ ги определила паралаксите за преку стотина илјади ѕвезди со прецизност од околу лачни милисекунди, со што се добиени корисни растојанија за ѕвездите на растојанија од неколку стотина парсеци. WFC3 на вселенскиот телескоп „Хабл“ поседува потенцијал да даде прецизност од 20 до 40 микролачни секунди, со што би се добиле веродостојни мерења сè до 5.000 парсеци или 16.000 ly за мал број на ѕвезди. Во 2018 година, Податочната база 2 од вселенската мисија Гаја обезбедува слично прецизни растојанија за повеќето ѕвезди чии светлосни велични не надминуваат 15.
Ѕвездите поседуваат брзина која е релативна во однос на Сонцето, која пак е причина за сопственото движење (преминот преку небесниот свод) и радијалната брзина (движење кон или од Сонцето). Сопственото движење се определува со исцртување на променетата положба на ѕвездите во текот на многу години, додека пак радијалната брзина се добива преку мерење на Доплеровата промена на ѕвездениот спектар предизвикана од движењето долж линијата на набљудување. За група на ѕвезди од истата спектрална класа и слична светлосна величина, средна паралакса може да се добие од статистичката анализа на сопствените движења релативно на радијалните брзини. Овој метод на статистичка паралакса е корисен за определување на растојанието до сјајни ѕвезди кои е на растојанија поголеми од 50 парсеци и џиновски променливи ѕвезди, како што се кефеидите и променливите од типот на RR Лира.
Движењето на Сонцето низ просторот обезбедува подолга основа со што се зголемува прецизноста на мерењата на паралаксата, познати како секуларна паралакса. За ѕвездите во дискот на Млечниот Пат, ова соодвествува на основа од 4 ае годишно, додека пак за ѕвездите од ореолот основата изнесува 40 ае годишно. По неколку десетолетија, основата може да биде неколкупати поголема од основата Земја-Сонце, која се користи за определување на традиционалната паралакса. Сепак, секуларната паралакса внесува поголема неодреденост поради тоа што релативната брзина набљудувана кај ѕвездите е дополнителна непозната. Кога ќе се примени кај поголем број на ѕвезди, неодреденоста се намалува; неодреденоста е обратнопропорционална на квадратниот корен на големината на примерокот.
Паралаксата на подвижно јато е техника каде движењата на поединечните ѕвезди во блиско јато може да се искористат да се одреди растојанитето до јатото. Оваа техника може да се користи само кај расеаните јата кои се доволно блиску до Земјата. На пример растојанието добиено за Хијадите историски е важен чекор во скалата на растојанија.
Други поединечни тела, може да имаат мерења за заснована проценка на растојанието при специјални услови. Ако ширењето на облакот гас, како на пример кај остатокот на супернова или пак планетарната маглина, може да се набљудува во текот на определен временски период, може да се добие тн. ширечка паралакса и може да се добие проценка за растојанието до облакот. Овие мерења сепак имаат неодредености поради отстапувањето на телото од сферноста. Двојните ѕвезди кои се и видливи и спектроскопски двојни ѕвезди, на ист начин може да се процени растојанието, и не се јавува геометриска неодреденост. Заедничката одлика на овие методи е дека мерењето на аголното движење се зема заедно со мерењето на апсолутната брзина (вообичаено добиена преку Доплеровиот ефект). Проценката на растојанието потекнува од пресметката колку далеку треба да биде телото за да апсолутната брзина се усогласи со набљудуваното аголно движење.
Ширечките паралакси може да дадат проценки за растојанието до тела кои се навистина многу далечни, бидејќи изблиците материја од суперновата имаат големи брзини на ширење и величина (споредбено со ѕвездите). Дополнително, тие може да се набљудуваат со радиоинтерферометри кои може да мерат многу мали аголни движења. Преку взаемност на овие мерења се добива процената за растојанијата до суперновите во другите галаксии. Иако од корист, овие случаи се доста ретки, па се важни за проверки за постојаност на скалата на вселенските растојанија, отколку за директно определување на растојанијата.
Стандардни свеќи
Скоро сите астрономски тела користени како показатели за физичкото растојание се припадници на класа која поседува позната сјајност. Преку споредување на оваа позната сјајност со онаа на набљудуваното тело, растојанието до тоа тело може да се определу со употреба на законот за обратните квадрати. Овие тела чија сјајност е позната се познати под името стандардни свеќи, поим смислен од страна на Хенриета Сван Ливит.
Сјајноста на телото може да се изрази преку апсолутната величина. Оваа величина е изведена од логаритмот за сјајноста набљудувана на растојание од 10 парсеци. Привидната величина, односно величината која што е набљудувана од набљудувачот (се користи инструмент наречен болометар), може да се исмери и употреби заедно со апсолутната величина за да се пресмета растојанието D до одредено тело во килопарсеци (при што 1 kpc е 1000 pc) и следи:
или
каде m е привидната величина, а пак M е апсолутната величина. За ова да биде попрецизно, двете величини мора да се во истиот честотен појас и не може да постои релативно движење во радијалната насока.
Потребни се и методи кои ќего земат предвид на меѓуѕвезденото згаснување, што предизвикува телата да бидат потемни и поцрвени, особено ако телото е во прашинесто или гасовито подрачје. Разликата меѓу апсолутната и привидната величина на телото се нарекува модул на растојание, и астрономските растојанија, особено меѓугалактичките растојанија се пресметуваат на овој начин.
Проблеми
Постојат два проблеми за секоја класа на стандардни свеќи. Првиот е баждарењето, односно определувањето на точната апсолутна величина на телото, кое ќе биде стандардна свеќа. Овде се вклучува и дефинирањето на класата доволно добро за да се препознаат поединечните членови, и изнаоѓањето на доволно членови од класата со добро определени растојанија за да постои можност нивната вистинска апсолутна величина да се определи со голема прецизност. Вториот проблем е во препознавањето на членовите на класата, и по грешка да не се искористи стандардна баждарна свеќа на тело кое не е припадник на класата. При крајни растојанија, каде што е и потребата од употреба на показател за растојанија, овој проблем на препознавање може да биде доста сериозен.
Значаен проблем со стандардните свеќи е и постојаното прашање колку се тие всушност стандардни. На пример, сите набљудуваља на суперновите од тип-Ia укажуваат дека оние кои се на исти растојанија имаат иста сјајност (при што исправка се врши преку обликот на светлинската крива). Основата за оваа близина во сјајноста е прикажана подолу; сепак постои можност дека подалечните супернови од тип-Ia имаат поинакви својства од поблиските супернови од тип-Ia. Употребата на суперновите од типот-Ia е од голема важност за определување на точниот космолошки модел. Ако навистина својствата на сууперновите од типот-Ia се различни за поголеми растојанија, т.е. ако екстраполацијата на нивното баждарење до арбитраните растојанија не е точно, занемарувајќи ја овааа промена може да доведе до опасна пристрасност во добивањето на космолошките параметри, особено при добивањето на параметарот за густина на материјата. (And references therein.)
Дека не станува збор за чисто филозофско прашање може да се забележи од историјата на мерењата за растојанија со употреба на Кефеиди. Во 1950-ите, Валтер Баде забележал дека блиските Кефеиди кои се користеле за баждарење на стандардната свеќа биле од различен тип од оние кои се користеле за мерење на растојанието до блиските галаксии. Блиските Кефеиди биле ѕвезди од ѕвезденото население I, ѕвезди со многу повисока металичност за разлика од подалечните Кефеиди, ѕвезди припадници на ѕвезденото население II. Како резултат на ова, ѕвезденото население II биле посјајни од она што се мислело, и кога ќе се направеле исправки, се добивале растојанија двојно поголеми до ѕвездените јата во блиските галаксии, а со тоа и за полупречникот на Млечниот Пат.
Стандардна сирена Гравитациските бранови со потекло од воспиралната фаза кај збиените двојни системи, како што се неутронски ѕвезди или црни дупки, имаат корисно својство енергијата што ја оддават како гравитациско зрачење произлезено исклучиво од орбиталната енергија на парот, и последичното смалување на нивните орбити директно се набљудувани како зголемување на честотата на оддадените гравитациски бранови. Исправката на чекорот на промена на честотата е определен од
каде е гравитациската константа, е брзината на светлината, и е единствен (а и пресметлив ) број наречен делотворна маса на системот, комбинација на масите на двете тела