<sect1 id="ai-cosmicdist">
<sect1info>
<author
><firstname
>Akarsh</firstname
> <surname
>Simha</surname
> </author>
</sect1info>
<title
>L'escala de distàncies còsmiques</title>
<indexterm
><primary
>Escala de distàncies còsmiques</primary
></indexterm>
<para
>L'escala de distàncies còsmiques es refereix a la successió dels diferents mètodes que els astrònoms utilitzen per a mesurar distàncies a objectes en el cel. Alguns mètodes, com la <link linkend="ai-parallax"
>paral·laxi</link
>, només funcionen bé per a objectes propers. Altres mètodes, com utilitzar el <firstterm
>desplaçament cap al roig</firstterm
>, només funcionen per a galàxies a molta distància. Per tant, hi ha diversos mètodes, cadascun amb la seva pròpia validesa limitada, d'aquí el seu nom. </para>
<sect2>
<title
>Mesures directes</title>
<para
>La part inferior de l'escala es compon d'objectes amb distàncies que es poden mesurar directament, com la lluna (veure <ulink url="https://en.wikipedia.org/wiki/Lunar_Laser_Ranging_experiment"
>Interval de làser lunar</ulink
>). La mateixa tècnica, utilitzant ones de ràdio, també s'aplica per trobar les distàncies als planetes. </para>

<para
>Per a les estrelles properes, el mesurar la <link linkend="ai-parallax"
>paral·laxi</link
> és possible i s'obté la distància a l'estrella. </para>
</sect2>

<sect2>
<title
>Espelmes estàndard</title>
<para
>Les «espelmes estàndard» són objectes amb una lluentor intrínseca que podem saber del cert. La <link linkend="ai-magnitude"
>magnitud</link
> aparent, que és fàcil de mesurar, ens explica com de brillant sembla un objecte, no el brillant que és en realitat. Els objectes distants semblen menys brillants, pel fet que la seva llum s'estén sobre una àrea més amplia. </para
><para
>D'acord amb la <firstterm
>llei del quadrat invers</firstterm
> per a la intensitat de llum, la quantitat de llum que rebem des d'un objecte decau amb el quadrat de la distància. Així, podem calcular la distància a un objecte si sabem tant la brillantor que és en realitat (magnitud absoluta, «M») com el brillant que ens sembla a la terra (magnitud aparent; «m»). Podem definir el <firstterm
>mòdul de la distància</firstterm
> de la següent manera: </para
><para
>Mòdul de la distància = M - m = 5 log<subscript
>10</subscript
> d - 5 </para
><para
>Aquí, «d» és la distància mesurada en <link linkend="ai-parallax"
>parsecs</link
>. </para>
<para
>Per aquests objectes espelmes estàndard especials, tenim una altra manera de conèixer la seva brillantor intrínseca, i per tant podrem calcular la seva distància. </para>
<para
>Les «espelmes estàndard» d'ús general en l'astronomia són: <itemizedlist>

<listitem
><para
>Variables cefeida: És una classe particular d'estrella de període variable, la lluminositat de la qual varia de forma periòdica.</para
></listitem>

<listitem
><para
>Variables RR Lyrae: Una altra estrella de període variable amb una relació de període-lluminositat conegut.</para
></listitem>

<listitem
><para
>Supernova de tipus Ia: Aquestes supernoves tenen una lluminositat molt ben definida, com a resultat de la física que les governa i per tant serveixen com espelmes estàndard.</para
></listitem>

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

<sect2>
<title
>Altres mètodes</title>
<para
>Hi ha molts altres mètodes. Alguns es basen en la física de les estrelles, com la relació entre la lluminositat i el color per a diferents tipus d'estrelles (això se sol representar en un <firstterm
>diagrama de Hertzsprung-Russell</firstterm
>). Alguns funcionen per a cúmuls d'estrelles, com ara el <firstterm
>mètode moviment del cúmul</firstterm
> i el <firstterm
>mètode ajust de la seqüència principal</firstterm
>. La <firstterm
>relació de Tully-Fisher</firstterm
> que es refereix a la brillantor d'una galàxia espiral a la seva rotació es pot utilitzar per trobar el mòdul de la distància, ja que la rotació d'una galàxia és fàcil de mesurar utilitzant l'<firstterm
>efecte Doppler</firstterm
>. Les distàncies a les galàxies distants es poden trobar mesurant el <firstterm
>desplaçament cap al roig</firstterm
>, el qual és el desplaçament cap al roig de la llum de galàxies distants resultant de l'expansió de l'univers. </para>
<para
>Per a més informació, consulteu <ulink url="https://ca.wikipedia.org/wiki/Escala_de_distàncies_còsmiques"
>Escala de distàncies còsmiques</ulink
> de la Viquipèdia. </para>
</sect2>
</sect1>
