Udaljenosti
galaksija obicno se mjere na tri nacina: standardnim
svijecama (engl. standard candles), Tully - Fisherovim
zakonom ili Hubbleovim zakonom. Pošto o Hubbleovom
zakonu postoji poseban clanak, ovdje cu vam opisati
preostale dvije metode.
Iako postoji više nacina, sve metode standardnih svijeca objedinjuje
cinjenica da se neki objekt kojem znamo luminozitet usporeduje sa mnogo
bližim objektom u našoj Galaksiji. Mjerenjem sjaja tog objekta,
za koji se smatra da pripada galaksiji kojoj želimo izmjeriti udaljenost,
može se preko nekih jednadžbi dobiti udaljenost. No, teško
je naci objekte koji su tako sjajni da bi se vidjeli preko tako velikih
udaljenosti kao što su razmaci izmedu galaksija.
Za bliže galaksije koriste se cefeide. One se kroz najjace teleskopa
mogu vidjeti na udaljenostima do 60 Mpc (200 milijuna svijetlosnih godina).
Njihov luminozitet lako je izracunati iz perioda putem zakona period -
luminozitet. Više o cefeidama možete procitati u clanku o promjenjivim
zvijezdama. Na udaljenostima izmedu 60 i 250 Mpc koriste se najsjajnije
zvijezde koje poznajemo - crveni i plavi superdivovi. Njihov luminozitet
doseže 10e5 luminoziteta Sunca. Na udaljenostima gdje se pojedinacne
zvijezde više ne mogu razluciti, astronomi koriste cijele skupove
i maglice. Najsjajniji kuglasti skupovi imaju luminozitet 10e6 puta veci
od Suncevog i mogu se vidjeti na udaljenostima do 400 Mpc (1.3 milijarde
svijetlosnih godina). Nakon toga ostaju samo H II regije iz cijeg se luminoziteta
mogu procijeniti udaljenosti galaksija do 900 Mpc (3 milijarde svijetlosnih
godina). Da bi se izmjerile udaljenosti galaksija vece od 900 Mpc, treba
cekati supernovu tipa Ia. Supernove tipa Ia prilicno su pouzdane, jer sve
na vrhuncu sjaja dosežu oko 3 x 10e9 luminoziteta Sunca. One su u
teoriji vidljive i na udaljenostima vecim od 1000 Mpc. Više o samoj
supernovi procitajte u clanku o supernovama.
Cefeide, superdivovi, kuglasti skupovi, H II regije
i supernove tipa Ia su dobre standardne svijece iz
4 razloga. Prvo, vrlo su sjajni, tako da
ih možemo vidjeti na velikim udaljenostima. Drugo, astronomi su prilicno
sigurni u njihove luminozitete, pa mogu biti isto toliko sigurni u tocnost
izmjerenih udaljenosti. Trece, lako ih je identificirati prema boji ili
prema krivulji sjaja. I cetvrto, prilicno su ceste pojave, tako da se preko
njih može dobiti udljenost mnogih galaksija. No, ipak postoji i jedan
minus. Što je udaljenoja galksija koju promatramo, manje ima standarnih
svijeca, pa su mjerenja nesigurnija. Na primjer, udaljenost neke bliže
galaksije možemo provjeriti tako da izmjerimo udaljenost služeci
se sa više standardnih svijeca. Tako cemo dobiti prosjek koji ce vjerojatno
biti najbliži pravoj vrijednosti.
Tully -
Fisherov zakon otkrili su u sedamdesetima astronomi
Brent Tully i Richard Fisher. Oni su primjetili da
je debljina spektralne linije vodika
u spektru galaksije ovisna o ukupnom luminozitetu. Što je linije deblje,
veci je luminozitet. Evo zašto se to dogada: radijacija koja dolazi
sa jedne strane galaksije koja rotira je pomaknuta prema crvenom dijelu
spektra jer se taj dio od nas udaljava, dok je u isto vrijeme drugi dio
pomaknut prema plavom jer nam se približava. Ti su pomaci direktno
povezani sa brzinom rotacije galaksije, a ona pak ovisi o masi. Što
je galaksija masivnija, sadrži više zvijezda, a više zvijezda
znaci veci luminozitet. Ova je tehnika upotrebljiva za galaksije na udaljenostima
vecim od 100 Mpc. Kako danas stvari stoje, metoda Tully - Fisherovog zakona
daje nešto manje vrijednosti nego metoda standardnih svijeca, no astronomi
se nadaju da ce kalibracijama na bližim galaksijama moci uskladiti
te dvije metode. Tako ce mjerenja na udaljenijim galaksijama biti mnogo
pouzdanija.
Mislav Balokovi�, < 1.2.2004.
