Шкала космічних відстанейЗі шкалою космічних відстаней пов’язане використання астрономами різних методів для вимірювання відстаней до небесних об’єктів. Деякі методи, зокрема метод вимірювання паралакса, добре працюють лише для близьких об’єктів. Інші методи, зокрема використання космологічного червоного зсуву, добре працюють лише для дуже далеких галактик. Отже, існує декілька методів, кожен з яких має обмежену придатність, отже має власну назву.
У нижній частині шкали перебувають об’єкти, відстань до яких можна виміряти безпосередньо, наприклад Місяць (див. вимірювання відстані до Місяця за допомогою лазера). Подібні методики з використанням радіохвиль застосовуються і для визначення відстаней до планет.
Для близьких зірок можливе вимірювання паралакса, за допомогою якого можна визначити відстань до зірки.
«Стандартні маяки» — об’єкти, дійсна яскравість яких нам точно відома. Видима зоряна величина, яку просто виміряти, визначає наскільки яскравим виглядає об’єкт, а не те, наскільки яскравим є об’єкт. Далекі об’єкти виглядають менш яскравими, оскільки світло від цих об’єктів розсіюється більше.
Відповідно до закону зворотних квадратів для інтенсивності потоку світла, інтенсивність світла, яке падає на одиницю поверхні, спадає як квадрат відстані. Отже, відстань до об’єкта можна обчислити, якщо відома справжня яскравість (абсолютна зоряна величина; M) і видима яскравість об’єкта на Землі (видима зоряна величина; m). Модуль відстані можна визначити так:
Модуль відстані = M - m = 5 log10 d - 5
Де відстань d вимірюється у парсеках.
Для окремих стандартних об’єктів-маяків відомий певний спосіб визначення дійсної яскравості, а отже можемо обчислити відстань до цих об’єктів.
Типовими «стандартними маяками», що використовуються у астрономії, є:
Цефеїди: тип періодичних змінних зірок, чий період залежить від світності.
Змінні типу RR Ліри: інший тип змінних зірок з добре відомим співвідношенням між періодом і світністю.
Наднові типу Ia: такі наднові мають точно визначену світність, яка визначається їхньою фізичною природою, а отже можуть слугувати стандартними маяками.
Існує багато інших способів обчислення відстаней. У основі деяких з них лежать фізичні параметри зірок, зокрема співвідношення між світністю та кольором різних типів зірок (зазвичай графічне представлення цього співвідношення називають діаграмою Герцшпруга-Рассела). Деякі способи працюють для зоряних скупчень, зокрема метод врахування руху скупчення і метод порівняння з головною послідовністю. Для визначення модуля відстані можна використовувати співвідношення Таллі-Фішера, яке пов’язує яскравість спіральної галактики з її обертанням, оскільки обертання галактики просто виміряти за допомогою ефекту Доплера. Відстані до далеких галактик можна знайти за допомогою вимірювання космологічного червоного зсуву, тобто зсуву спектра далеких галактик у червоний бік у результаті розширення Всесвіту.
Докладнішу інформацію можна знайти у статті Вікіпедії щодо шкали космічних відстаней.