Metody pomiaru odległości do galaktyk

Uwaga: są to metody przybliżone, typowa dokładność 20-30%.

• Meteoda cefeid
  Skuteczna jedynie dla bliższych galaktyk. W bardziej odległych nie widać już cefeid.
• Metoda supernowych
  Jasność supernowych jest porównywalna z jasnością całej galaktyki, więc można ją stosować dalej, niż metodę cefeid. Zakłada się, że pewien typ supernowych osiąga w czasie maksiumum zawsze tę samą jasność absolutną. Mierząc ich jasność widomą można wyznaczyć odległość do galaktyki, w której wybuchła supernowa.
• Metoda dyspersji prędkości
  Obserwując widma galaktyk widzimy łączny obraz widm wszystkich jej gwiazd. Ponieważ poszczególne gwiazdy krążą one po orbitach wokół środka galaktyki, linie w widmie galaktyki są poszerzone. Poszerzenie to jest zależne od rozrzutu (dyspersji) prędkości gwiazd. Ponieważ w masywniejszych galaktykach prędkości orbitalne gwiazd zawarte są w większym zakresie, niż w galaktykach mniej masywnych, dyspersja prędkości skorelowana jest z masą galaktyki. Z kolei masa galaktyki związana jest z jej jasnością absolutną (masywniejsze galaktyki zawieraja więcej gwiazd). Istnieje zatem korelacja między jasnością absolutna galaktyki $M$, a dyspersją prędkości $\sigma_{v}$ zawartych w niej gwiazd. Ilościowo opisują ją zależności:
  • Faber-Jackson (dla galaktyk eliptycznych)
    

    $$\sigma_{v}\approx 220 \left( \frac{L}{L_{*}} \right) ^{0.25},$$ (4.1)

    
    
    gdzie $L$ jest mocą promieniowania danej galaktyki, a $L_{*}\approx 10^{10}L_{\odot}$ parametrem
  • Tully-Fischer (dla galaktyk spiralnych)
    

    $$\sigma_{v}\approx 220 \left( \frac{L}{L_{*}} \right) ^{0.22},$$ (4.2)

    
    

  Dyspersję prędkości można wyznaczać z poszerzenia linii w widmach galaktyk lub -- na falach radiowych -- mierząc poszerzenie linii 21 cm, na której promieniują obłoki neutralnego wodoru H I.
• Prawo Hubble'a
  Obserwując przesunięcia linii w widmach galaktyk, Hubble wykrył ich związek z odległością:
  
  $$\frac{\Delta \lambda}{\lambda}\sim r,$$
  
  
  gdzie $\lambda$ -- długość fali, $r$ -- odległość w Mps. Tłumacząc przesunięcia linii efektem Dopplera, Hubble sformułował prawo Hubble'a: galaktyki oddalają się od nas z prędkościami proporcjonalnymi do odległości. Związek ten zapisuje się w postaci:
  

  $$v_{r}=H r,$$ (4.3)

  
  
  gdzie $H$ to stała Hubble'a, równa ok. $70\: {\rm km}\cdot {\rm s}^{-1} \cdot {\rm Mps}^{-1}$. Prawo Hubble'a stosuje się do wyznaczania odległości najdalszych galaktyk, dla których jesteśmy w stanie uzyskać widma.