Yang pertama, yang sebenarnya hanya dapat digunakan di dalam sistem tata surya, adalah Radar dan LIDaR (LIght Detection and Ranging or Laser Imaging Detection and Ranging). LIDaR benar-benar hanya digunakan untuk mengukur jarak ke bulan. Hal ini dilakukan dengan menembakkan sinar laser dari teleskop besar (seperti Apache Point di New Mexico) dan kemudian mengukur pantulannya yang kembali dari berbagai reflektor yang ditempatkan di sana oleh misi Apollo di bulan.
 |
| reflektor di bulan |
Jika kita ingin mendapatkan jarak untuk hal-hal lain yang berada di luar tata surya kita, anak tangga pertama pada 'tangga jarak' (distant ladder), adalah triangulasi, atau seperti yang disebut dalam astronomi, adalah paralaks.
Untuk mengukur jarak dengan cara ini, kita mengambil dua gambar dari sebuah bintang, dari setiap sisi orbit bumi sehingga efektifnya kita memiliki jarak dasar 300 juta kilometer (2 AU). Bintang-bintang yang lebih dekat dari kita akan bergeser relatif terhadap bintang latar belakang yang lebih jauh dan dengan mengukur pergeseran ini, kita dapat menentukan jarak bintang tersebut. Metode ini hanya bisa dilakukan untuk bintang-bintang yang relatif dekat (dibawah 100 tahun cahaya) sehingga kita dapat mengukur pergeserannya. Saat ini katalog paralaks terbaik adalah katalog Tycho-2 yang dibuat dari data yang diamati oleh satelit Hipparcos ESA pada 1980-an dan awal 1990-an. Katalog ini berisi sekitar 120.000 bintang yang telah diukur jaraknya secara akurat. Obyek-obyek terang lainnya yang jaraknya diatas 100 tahun cahaya, tidak dapat diukur dengan metode paralaks.
Paralaks adalah satu-satunya pengukuran jarak secara langsung yang kita miliki dalam skala astronomi. Selebihnya, mengetahui jarak segala sesuatu didasarkan pada kalibrasi data menggunakan data bintang yang dapat kita tentukan parallax nya. Dan semua bergantung pada beberapa penerapan hubungan antara jarak-luminositas
dimana
m = magnitudo tampak (kecerlangan tampak) dari obyek
M = magnitudo mutlak dari obyek (kecerlangan pada 10 parsecs)
d = jarak dalam parsec
Jika kita ketahui dua besaran diatas, maka besaran ketiga dapat kita hitung. Untuk obyek dekat, yang kita tahu jaraknya, kita dapat mengukur besarnya magnitudo tampak dan dengan demikian magnitudo mutlaknya dapat kita hitung. Atau jika kita mengetahui magnitudo mutlak untuk jenis tertentu dari objek, kita dapat mengukur magnitudo tampak dari obyek-obyek di lokasi yang lebih jauh, dan karena kita sekarang memiliki magnitudo tampak dan magnitudo mutlak, maka jarak ke obyek tersebut dapat kita hitung.
Hubungan inilah (persamaan diatas) yang memungkinkan kita untuk mendefinisikan serangkaian "lilin standar" (standard candles) yang melayani kita bagaikan anak tangga berikutnya di 'tangga jarak' kita, menuju ke tepi alam semesta terlihat.
Yang paling dekat dari lilin standar adalah bintang variabel Cepheid. Variabel Cepheid adalah bintang yang sangat terang yang berdenyut dalam siklus teratur, terang dan redup silih berganti. Untuk bintang-bintang ini, periode variabilitas mereka secara langsung berkaitan dengan magnitudo mutlaknya. Semakin lama periodenya, semakin terang bintang tersebut. Bintang-bintang ini bisa dilihat di galaksi kita dan dalam banyak galaksi dekat galaksi kita juga. Bahkan, mengamati bintang variabel Cepheid di galaksi yang jauh, adalah salah satu misi utama asli dari Hubble Space Telescope (dinamai dari nama Edwin Hubble yang mengukur Cepheid di M31, Galaksi Andromeda, sehingga membuktikan bahwa M31 adalah "pulau semesta" tersendiri dan bukan bagian dari Bima Sakti).
 |
| Cepheid, bintang yang berdenyut |
Ketika kita mengamati galaksi lain, kita dapat mengasumsikan bahwa semua bintang yang ada disana kurang lebih berjarak sama dari Bumi. Sebuah sumber luminositas yang dikenal di galaksi tersebut memungkinkan kita untuk membuat perbandingan dengan semua bintang lain di galaksi tersebut untuk menentukan luminositas mereka. Bintang variabel Cepheid, yang ribuan kali lebih cemerlang dari Matahari, memberikan kita patokan tersebut, yang dikenal dalam astronomi sebagai "lilin standar". Dengan mengamati periode Cepheid, kita dapat menyimpulkan magnitudo (kecerlangan) mutlak. Kemudian, dengan mengukur kecerlangan tampak, maka kita dapat menghitung jaraknya. Henrietta Leavitt adalah yang pertama kali menemukan hubungan periode-luminositas Cepheids pada tahun 1912 saat dia meneliti Cepheids di galaksi satelit bimasakti yang disebut Awan Magellan.
Untuk menghitung jarak ke Cepheid di galaksi yang jauh, pertama, kita harus menemukan variabel Cepheid di galaksi tersebut, kemudian mengukur variasi kecerlangannya selama periode waktu tertentu. Dari sini kita dapat menghitung periode variabilitasnya. Kemudian kita dapat menggunakan grafik luminositas-periode (bawah) untuk memperkirakan luminositas. Akhirnya, berbekal luminositas, kecerlangan rata-rata dan menggunakan hukum kuadrat terbalik, kita dapat memperkirakan jarak ke bintang.
Contoh
sebuah bintang Cepheid setelah diamati periode osilasinya 7,9153 hari
Magnitude (M) nya = - 2,78 x log (7,9153) - 1,35
= - 3,848
dari pengamatan lain didapat:
magnitudo tampak (max) = 6,725
magnitudo tampak (min) = 7,585
jadi magnitudo tampak rata-rata = 7,155
Maka dari persamaan diatas, jaraknya adalah
Di luar variabel Cepheid, lilin standar lainnya, seperti fungsi luminositas nebula planet, relasi Tully-Fisher dan terutama supernova Type 1a, memungkinkan kita untuk mengukur jarak ke galaksi yang lebih jauh dan lebih dekat ke tepi alam semesta terlihat. Semua metode-metode yang disebutkan terakhir didasarkan pada kalibrasi jarak dibuat dengan menggunakan bintang variabel Cepheid (itulah pentingnya misi dari Hubble Space Telescope).
Supernova tipe 1a sebagai lilin standar
 |
| Supernova Tipe Ia diamati pada tahun 1994 |
Itulah sedikit metode pengukuran jarak dalam astronomy. Ingat, yang AMJG ketengahkan disini hanya sekilas (tidak detil) dan belum semuanya. Untuk mempelajari dengan detil dan menyeluruh, carilah buku-buku astronomy di toko-toko buku terdekat atau belajarlah astronomi ke kampus-kampus terdekat ... hehehe ^_^
Dari berbagai sumber
