L'escala de distàncies còsmiquesL'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 paral·laxi, només funcionen bé per a objectes propers. Altres mètodes, com utilitzar el desplaçament cap al roig, 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.
La part inferior de l'escala es compon d'objectes amb distàncies que es poden mesurar directament, com la lluna (vegeu Interval de làser lunar). La mateixa tècnica, utilitzant ones de ràdio, també s'aplica per a trobar les distàncies fins als planetes.
Per a les estrelles properes, mesurar la paral·laxi és possible i s'obté la distància a l'estrella.
Les «espelmes estàndard» són objectes amb una lluentor intrínseca que podem saber del cert. La magnitud aparent, la qual és fàcil de mesurar, ens explica com sembla de brillant 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.
D'acord amb la llei del quadrat invers per a la intensitat de llum, la quantitat de llum que rebem des d'un objecte decau amb el quadrat de la distància. Per tant, podem calcular la distància a un objecte si sabem tant la lluminositat que és en realitat (magnitud absoluta, «M») com el brillant que ens sembla a la terra (magnitud aparent; «m»). Podem definir el mòdul de la distància de la manera següent:
Mòdul de la distància = M - m = 5 log10 d - 5
Aquí, «d» és la distància mesurada en parsecs.
Per a aquests objectes d'espelma estàndard especials, tenim una altra manera de conèixer la seva lluminositat intrínseca i, per tant, podrem calcular la seva distància.
Les «espelmes estàndard» d'ús general en l'astronomia són:
Variable cefeida: És una classe particular d'estrella de període variable, la lluminositat de la qual varia de forma periòdica.
Variables RR Lyrae: Una altra estrella de període variable amb una relació de període-lluminositat conegut.
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.
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 diagrama de Hertzsprung-Russell). Alguns funcionen per a cúmuls d'estrelles, com ara el mètode de moviment del cúmul i el mètode d'ajust de la seqüència principal. La relació de Tully-Fisher que es refereix a la lluminositat d'una galàxia espiral a la seva rotació es pot utilitzar per a trobar el mòdul de la distància, ja que la rotació d'una galàxia és fàcil de mesurar utilitzant l'efecte Doppler. Les distàncies a les galàxies distants es poden trobar mesurant el desplaçament cap al roig, el qual és el desplaçament cap al roig de la llum de galàxies distants resultant de l'expansió de l'univers.
Per a més informació, consulteu l'Escala de distàncies còsmiques de la Viquipèdia.