Kozmik uzaklık merdiveni

Kozmik uzaklık merdiveni (ekstragalaktik uzaklık ölçeği olarak da bilinir), astronomların astronomik cisimlere olan mesafeleri belirlemek için kullandığı ardışık yöntemler dizisidir. Bir astronomik cismin mesafesini doğrudan ölçmek, yalnızca Dünya'ya "yeterince yakın" (yaklaşık bin parsek veya 3×10¹⁶ km dahilinde) olan cisimler için mümkündür. Daha uzak cisimlerin mesafelerini belirlemede kullanılan tekniklerin tamamı, yakın mesafelerde sonuç veren yöntemler ile daha büyük mesafelerde geçerli olan yöntemler arasında belirlenen çeşitli korelasyonlara dayanır. Birçok yöntem, bilinen bir ışıma gücüne sahip astronomik bir cisim olan standart mum kavramına dayanır.

Merdiven benzetmesi, astronomide karşılaşılan tüm mesafe aralıklarını tek bir tekniğin ölçememesinden kaynaklanır. Bunun yerine yakın mesafeleri ölçmek için bir yöntem, yakından orta mesafelere kadar olan aralığı ölçmek için ikinci bir yöntem kullanılır ve süreç bu şekilde ilerler. Bu merdivenin her bir basamağı, bir üst basamaktaki mesafeleri belirlemek için kullanılabilecek bilgiler sağlar.

Doğrudan ölçüm

Merdivenin tabanında, incelenen cismin fiziksel doğasına dair hiçbir varsayımda bulunulmadan doğrudan yapılan temel mesafe ölçümleri yer alır. Yıldız konumlarının hassas şekilde ölçülmesi, astrometri disiplininin bir parçasıdır. Dünya, Ay ve Güneş'in yarıçapları ile aralarındaki uzaklıklar gibi ilk temel mesafe ölçümleri, Antik Yunanlar tarafından oldukça ilkel imkanlarla başarılı bir biçimde tahmin edilmiştir.

Paralaks

Astronomide paralaks, gözlemcinin bakış doğrultusundaki değişiklik nedeniyle yakındaki bir cismin uzaktaki arka plan cisimlerine göre konumunda meydana gelen görünür kaymadır. Yakın yıldızların mesafesini ölçmek için çoğunlukla bu etkiden yararlanılır ve Dünya'nın yıllık yörünge döngüsünde genellikle altı ay arayla bulunduğu iki farklı konum esas alınır. Astronomlar, iki farklı ölçüm noktası arasında yıldızın konumunda meydana gelen değişimi ifade eden paralaks açısını belirleyerek yıldızın mesafesini trigonometri yardımıyla hesaplar.

Bu kavram, bir ucunda yörüngesindeki iki farklı noktada bulunan Dünya'nın, diğer ucunda ise bir yıldızın yer aldığı üçgen geometrisine dayanır. Paralaks açısı, bu iki bakış doğrultusu arasında yıldızın bulunduğu tepe noktasında oluşan açının (α) yarısıdır. Yıldız gözlemciye ne kadar yakınsa açı da o kadar büyük olur.

Paralaks, astronomların evrendeki mesafeleri ölçmek için yararlandığı yöntemler dizisi olan kozmik uzaklık merdiveninin temel basamağıdır. Bu yöntem yalnızca yakın yıldızların mesafelerini belirlemede geçerli olsa da Gaia gibi uzay teleskopları paralaksın etkinliğini önemli ölçüde artırmıştır. Yıldız mesafelerini belirlemede en doğrudan ve güvenilir yöntem olmayı sürdüren paralaks, galaksilere ve ötesine olan mesafeleri ölçmeye yarayan daha dolaylı yöntemlerin kalibrasyonunda da temel oluşturur.

Standart mumlar

Fiziksel uzaklık göstergeleri olarak kullanılan astronomik cisimlerin neredeyse tamamı, parlaklığı bilinen bir sınıfa aittir. Bilinen bu ışıma gücü ile cismin gözlenen parlaklığı karşılaştırılarak ters kare yasası yardımıyla cisme olan mesafe hesaplanabilir. Parlaklığı bilinen bu cisimlere, terimi ilk kez Henrietta Swan Leavitt tarafından ortaya atılan standart mumlar adı verilir.

Bir cismin parlaklığı mutlak kadiri cinsinden ifade edilebilir. Bu nicelik, cismin 10 parseklik bir mesafeden görülen ışıma gücünün logaritmasından elde edilir. Gözlemcinin saptadığı kadir olan görünür kadir (bunun için bolometre adı verilen bir aygıt kullanılır) ölçülebilir ve cismin parsek cinsinden d mesafesini hesaplamak için mutlak kadirle birlikte şu şekilde kullanılır: $${\displaystyle 5\cdot \log _{10}d=m-M+5}$$ veya $${\displaystyle d=10^{(m-M+5)/5}}$$ Burada m görünür kadiri, M ise mutlak kadiri ifade eder. Bu hesabın doğru olabilmesi için her iki kadirin de aynı frekans bandında olması ve radyal yönde hiçbir göreli hareketin bulunmaması gerekir.

Özellikle tozlu veya gazlı bir bölgede yer alan cisimlerin daha sönük ve daha kırmızı görünmesine yol açan yıldızlararası sönme etkisini düzeltmek için birtakım yöntemlere ihtiyaç duyulur. Bir cismin mutlak kadiri ile görünür kadiri arasındaki farka uzaklık modülü adı verilir ve başta galaksilerarası olanlar olmak üzere astronomik mesafeler bazen bu şekilde tablo halinde verilir.

Standart siren

Nötron yıldızları veya kara delikler gibi kompakt ikili sistemlerin içe doğru sarmal evresinden kaynaklanan kütleçekim dalgaları, kütleçekimsel radyasyon olarak yayılan enerjinin yalnızca ikilinin yörünge enerjisinden gelmesi gibi oldukça yararlı bir özelliğe sahiptir. Yörüngelerinde meydana gelen bu küçülme, yayılan kütleçekim dalgalarının frekansındaki artış sayesinde doğrudan gözlemlenebilir. Baş mertebede frekansın (${\displaystyle f}$) zamana göre değişim oranı şu şekilde ifade edilir:^: 38 $${\displaystyle {\frac {df}{dt}}={\frac {96\pi ^{8/3}(G{\mathcal {M}})^{\frac {5}{3}}f^{\frac {11}{3}}}{5\,c^{5}}},}$$ Burada ${\displaystyle G}$ kütleçekim sabitini, ${\displaystyle c}$ ışık hızını, ${\displaystyle {\mathcal {M}}}$ ise sistemin cıvıltı kütlesi (chirp kütlesi) adı verilen ve her iki cismin kütlelerinin (${\displaystyle m_{1},m_{2}}$) birleşiminden oluşan tek (dolayısıyla hesaplanabilir) bir sayıyı temsil eder: $${\displaystyle {\mathcal {M}}={\frac {(m_{1}m_{2})^{3/5}}{(m_{1}+m_{2})^{1/5}}}.}$$ Dalga formu gözlemlenerek cıvıltı kütlesi ve dolayısıyla kütleçekim dalgalarının gücü (enerji emisyon oranı) hesaplanabilir. Bu sayede böyle bir kütleçekim dalgası kaynağı, şiddeti bilinen bir standart siren olarak kabul edilir.

Tıpkı standart mumlarda olduğu gibi, yayılan ve alınan genlikler bilindiğinde ters kare yasası kaynağa olan mesafeyi belirler. Ancak standart mumlarla aralarında bazı farklılıklar vardır. Kütleçekim dalgaları izotropik (eş yönlü) olarak yayılmaz fakat dalganın polarizasyonunun ölçülmesi, emisyon açısını belirlemek için yeterli bilgiyi sağlar. Kütleçekim dalgası dedektörleri aynı zamanda anizotropik anten duyarlılık örüntülerine sahip olduğundan, alım açısını belirleyebilmek için kaynağın gökyüzündeki konumunun dedektörlere göre bilinmesi gerekir.

Genel olarak bir dalga farklı konumlardaki üç dedektörden oluşan bir ağ tarafından tespit edilirse, bu dedektör ağı gerekli düzeltmeleri yapmak ve mesafeyi elde etmek için yeterli veriyi ölçer. Standart mumların aksine, kütleçekim dalgalarının diğer mesafe ölçülerine göre kalibre edilmesine gerek yoktur. Mesafe ölçümü elbette dedektörlerin kalibrasyonunu gerektirir fakat bu işlemin ardından mesafe, temel olarak kütleçekim dalgası interferometresinde kullanılan lazer ışığının dalga boyunun bir katı biçiminde elde edilir.

Dedektör kalibrasyonunun yanı sıra bu mesafenin doğruluğunu sınırlayan başka etkenler de vardır. Neyse ki kütleçekim dalgaları, araya giren soğurucu bir ortam nedeniyle sönmeye maruz kalmaz. Fakat ışıkla aynı şekilde, kütleçekim merceklenmesine maruz kalır. Bir sinyal güçlü kütleçekim merceklenmesine uğrarsa, tıpkı bir kuasarın çoklu görüntülerinde olduğu gibi, zaman içinde birbirinden ayrılan birden fazla olay şeklinde algılanabilir. Sinyalin uzaydaki rotasının çok sayıda küçük büyütme ve küçültme olayından etkilendiği zayıf merceklenmenin etkisini ayırt etmek ve kontrol altında tutmak ise çok daha zordur. Bu durum, kozmolojik kırmızıya kayma değeri 1'den büyük olan mesafelerden kaynaklanan sinyaller için önem taşır. İkili sistem neredeyse tam karşıdan gözlemleniyorsa, dedektör ağlarının bir sinyalin polarizasyonunu doğru şekilde ölçmesi güçleşir. Bu tür sinyallerin mesafe ölçümlerinde belirgin derecede daha büyük hatalar ortaya çıkar. Ne yazık ki ikili sistemler en güçlü ışımayı yörünge düzlemine dik doğrultuda yapar, bu nedenle tam karşıdan alınan sinyaller doğası gereği hem daha güçlüdür hem de en sık gözlemlenenlerdir.

Eğer ikili sistem bir çift nötron yıldızından oluşuyorsa, bu yıldızların birleşmesine elektromanyetik teleskoplarla konumun tam olarak belirlenmesini sağlayabilecek bir kilonova veya hipernova patlaması eşlik eder. Bu gibi durumlarda konak galaksinin kırmızıya kayması, ${\displaystyle H_{0}}$ Hubble sabitinin belirlenmesine imkan tanır. Bu türden ilk ölçümün yapıldığı GW170817 olayı, tam da bu durumun somut bir örneğidir. Bir sinyal topluluğu için elektromanyetik bir karşılık tanımlanamasa bile, ${\displaystyle H_{0}}$ değerini elde etmek amacıyla istatistiksel bir yöntem kullanmak mümkündür.

Standart cetvel

Fiziksel uzaklık göstergelerinin bir diğer sınıfı da standart cetveldir. 2008 yılında galaksi çaplarının, kozmolojik parametrelerin belirlenmesinde olası bir standart cetvel olarak kullanılabileceği öne sürülmüştür. Daha yakın zamanlarda ise erken evrende baryon akustik salınımlarının (BAO) bıraktığı fiziksel ölçek kullanılmaya başlanmıştır.

Erken evrende (yeniden birleşmeden önce) baryonlar ve fotonlar birbirleriyle saçılma yaparak ses dalgalarını iletebilen, birbirine sıkıca bağlı bir akışkan oluşturuyordu. Kaynağını ilksel yoğunluk dalgalanmalarından alan bu dalgalar; baryon yoğunluğu ve diğer kozmolojik parametreler yardımıyla tahmin edilebilen bir hızda hareket eder.

Bu ses dalgalarının yeniden birleşmeden önce katedebileceği toplam mesafe, sonrasında evrenle birlikte genişleyen sabit bir ölçek belirler. Bu nedenle BAO, galaksi taramalarında baryonların galaksilerin kümelenmesi üzerindeki etkisinden yola çıkılarak ölçülebilen bir standart cetvel sunar. Bu yöntem, bu ölçeği saptayabilmek için kapsamlı bir galaksi taraması gerektirir fakat yüzde düzeyinde bir hassasiyetle de ölçülebilmiştir. Ölçek; baryon ve madde yoğunlukları ile nötrino sayısı gibi kozmolojik parametrelere bağlıdır. Bu nedenle BAO'ya dayalı mesafeler, yerel ölçümlere kıyasla kozmolojik modele daha fazla bağımlıdır.

Kaynağın geometrisini doğru şekilde ölçmek güç olsa da ışık yankıları standart cetvel olarak değerlendirilebilir.

Galaktik uzaklık göstergeleri

Birkaç istisna dışında doğrudan ölçümlere dayalı mesafeler, yalnızca kendi galaksimizin mütevazı bir kısmını oluşturan yaklaşık bin parseklik bir mesafeye kadar elde edilebilir. Bunun ötesindeki mesafelerde ise ölçümler fiziksel varsayımlara dayanır. Bir başka deyişle incelenen cismin doğru teşhis edildiği, ait olduğu sınıfın da üyeleri üzerinden anlamlı bir mesafe tahmini yapılabilecek düzeyde homojen olduğu varsayılır. Giderek büyüyen mesafe ölçeklerinde kullanılan fiziksel uzaklık göstergeleri şunlardır:

• Dinamik paralaks: Sistemin kütlesini ölçmek için görsel ikililerin yörünge parametrelerini, ışıma gücünü belirlemek için ise kütle-ışıma gücü ilişkisini kullanır.
  • Örten ikililer: 21. yüzyılda örten ikililerin temel parametrelerinin 8 metre sınıfı teleskoplarla ölçülmesi mümkün hale gelmiştir. Bu durum, örten ikililerin birer mesafe göstergesi olarak kullanılabilmesini sağlamıştır. Yakın geçmişte Büyük Macellan Bulutu (LMC), Küçük Macellan Bulutu (SMC), Andromeda Galaksisi ve Üçgen Galaksisi'ne olan doğrudan mesafeleri belirlemek için kullanılmışlardır. Örten ikililer, günümüz teknolojisiyle yaklaşık 3 Mpc'ye (3 milyon parsek) kadar olan galaksilerin mesafesini %5'lik daha hassas bir doğruluk seviyesiyle doğrudan ölçme imkanı sunar.
• RR Lyrae değişenleri: Samanyolu içindeki ve yakın küresel kümelerdeki mesafeleri ölçmek için kullanılır.
• Aşağıdaki dört göstergenin tümü yaşlı yıldız popülasyonlarındaki (Popülasyon II) yıldızlardan yararlanır:
  • Kırmızı dev kolunun ucu (TRGB) uzaklık göstergesi
  • Gezegenimsi bulutsu ışıma gücü fonksiyonu (PNLF)
  • Küresel küme ışıma gücü fonksiyonu (GCLF)
  • Yüzey parlaklığı dalgalanması (SBF)
• Galaktik astronomide, X ışını patlamaları (bir nötron yıldızının yüzeyindeki termonükleer parlamalar) standart mumlar olarak kullanılır. X ışını patlaması gözlemleri bazen yarıçap genişlemesine işaret eden X ışını spektrumları sergiler. Bu nedenle patlamanın zirvesindeki X ışını akısı, nötron yıldızının kütlesi bilindiğinde hesaplanabilen (genellikle 1,5 güneş kütlesi varsayımı kullanılır) Eddington ışıma gücüne karşılık gelmelidir. Bu yöntem bazı düşük kütleli X ışını ikililerinin mesafesini belirlemeye imkan tanır. Düşük kütleli X ışını ikililerinin optik dalga boylarında çok sönük olmaları, mesafelerinin belirlenmesini son derece zorlaştırır.
• Yıldızlararası mazerler — Mazer ışıması yapan galaktik ve bazı ekstragalaktik cisimlere olan mesafeleri elde etmek için kullanılabilir.
• Sefeler ve novalar
• Tully-Fisher ilişkisi
• Faber-Jackson ilişkisi
• Tip Ia süpernovalar: Işık eğrisinin biçimine bağlı olarak son derece iyi belirlenmiş bir maksimum mutlak kadire sahiptir ve birkaç yüz Mpc'ye kadar olan ekstragalaktik mesafelerin belirlenmesinde oldukça yararlıdır. Bu durumun dikkate değer bir istisnası, alışılmadık yapısıyla bir Tip Ia süpernova olan "Şampanya Süpernovası" SN 2003fg'dir.
• Kırmızıya kayma ve Hubble kanunu

Ekstragalaktik uzaklık ölçeği

Ekstragalaktik uzaklık ölçeği, geleneksel yöntemlerle doğrudan erişilemeyen ve Samanyolu'nun ötesinde yer alan kozmolojik cisimlerin mesafelerini belirlemek için günümüzde astronomlar tarafından kullanılan teknikler bütünüdür. Bu yöntemlerin bazıları yıldızlar, küresel kümeler, bulutsular ve bir bütün olarak galaksilerin fiziksel özelliklerinden yararlanır. Diğer yöntemler ise daha çok bütün halindeki galaksi kümeleri gibi yapıların istatistiksel dağılımlarına ve olasılıklarına dayanır.

Süpernovalar

Ekstragalaktik mesafeleri ölçmek için süpernovalardan yararlanılan birkaç farklı yöntem vardır.

Bir süpernovanın fotosferinin ölçülmesi

Bir süpernovanın küresel simetriyle genişlediği varsayılabilir. Süpernova, fotosferinin açısal boyutu olan θ(t) değerini ölçebileceğimiz kadar yakınsa şu denklem kullanılabilir:

$${\displaystyle \omega ={\frac {\Delta \theta }{\Delta t}}\,,}$$ Burada ω açısal hızı, θ ise açısal boyutu ifade eder. Hassas bir ölçüm elde edebilmek için aralarında Δt kadar zaman farkı bulunan iki ayrı gözlem yapmak gerekir. Ardından şu bağıntıdan yararlanılabilir:

$${\displaystyle \ d={\frac {V_{ej}}{\omega }}\,,}$$ Burada d süpernovaya olan mesafeyi, V_ej ise süpernovanın fırlattığı maddenin dikey hızını gösterir (küresel simetri durumunda V_ej değerinin V_θ değerine eşit olduğu varsayılabilir).

Bu yöntem, yalnızca süpernovanın fotosferi hassas bir şekilde ölçülebilecek kadar yakın olduğu durumlarda sonuç verir. Bunun yanı sıra genişleyen gaz kabuğu gerçekte ne kusursuz bir küre biçimindedir ne de ideal bir kara cisimdir. Ayrıca yıldızlararası sönme de fotosferin doğru biçimde ölçülmesini güçleştirebilir. Bu sorun, çekirdek çökme süpernovalarında daha da ciddileşir. Bütün bu etkenler, mesafe ölçümünde %25'e varan bir hata payına yol açar.

Tip Ia ışık eğrileri

Stirling A. Colgate tarafından literatüre kazandırılan Tip Ia süpernovalar, ekstragalaktik mesafeleri belirlemenin en güvenilir yöntemleri arasında yer alır. Bu süpernovalar, ikili sistemde yer alan bir beyaz cücenin yoldaş yıldızından madde toplamaya başlamasıyla meydana gelir. Beyaz cüce kütle kazandıkça nihayetinde ${\displaystyle 1{,}4M_{\odot }}$ değerindeki Chandrasekhar limitine ulaşır.

Bu sınıra ulaşıldığında yıldız kararsız hale gelir ve kontrolsüz bir nükleer füzyon tepkimesine girer. Bütün Tip Ia süpernovalar yaklaşık olarak aynı kütlede patladığı için mutlak kadirleri de birbiriyle aynıdır. Bu durum onları standart mum olarak son derece elverişli kılar. Bütün Tip Ia süpernovalar için standart mavi (${\textstyle B}$) ve görsel (${\textstyle V}$) bantlardaki mutlak kadir şu şekildedir:

$${\displaystyle \ M_{B}\approx M_{V}\approx -19{,}3\pm 0{,}3\,.}$$ Dolayısıyla bir Tip Ia süpernova gözlemlendiğinde, tepe parlaklığındaki kadirinin ne olduğu belirlenebilirse cisme olan mesafe hesaplanabilir. Süpernovayı doğrudan en parlak anında (tepe kadirinde) yakalamak şart değildir. Çok renkli ışık eğrisi şekli (MLCS) yöntemi kullanılarak, ilk patlamadan sonraki makul herhangi bir zamanda kaydedilen ışık eğrisinin şekli, maksimum parlaklıktaki mutlak kadirini belirleyecek parametrelendirilmiş bir eğri ailesiyle karşılaştırılır. Bu yöntem ayrıca toz ve gazdan kaynaklanan yıldızlararası sönme etkisini de hesaba katar.

Benzer şekilde esnetme yöntemi (stretch method), belirli bir süpernovanın kadir ışık eğrilerini şablon bir ışık eğrisiyle çakıştırır. MLCS yönteminde olduğu gibi farklı dalga boylarında birden fazla ışık eğrisi kullanmak yerine, bu yaklaşımda zaman ekseninde esnetilmiş (veya sıkıştırılmış) tek bir şablon ışık eğrisinden yararlanılır. Elde edilen bu esnetme faktörü (stretch factor) sayesinde süpernovanın tepe kadiri belirlenebilir.

Süpernova patlamalarının ışıma güçlerinin içinde bulundukları galaksiyle yarışacak düzeyde olması ve bu sayede Sefe değişenlerine kıyasla çok daha uzaklardan (yaklaşık 500 kat daha uzaktan) tespit edilebilmesi, Tip Ia süpernovalarını en yüksek hassasiyete sahip yöntemlerden biri yapar. Bu yöntemin geliştirilmesine ve duyarlılığının artırılmasına uzun yıllar emek verilmiştir. Günümüzdeki belirsizlik oranı yalnızca %5 civarındadır. Bu da sadece 0,1 kadirlik bir belirsizliğe karşılık gelir.

Mesafe tayininde novalar

Novalar, ekstragalaktik mesafeleri elde etmek için süpernovalara oldukça benzer bir biçimde kullanılabilir. Bir novanın maksimum kadiri ile görünür ışığının iki kadir sönükleşmesi için geçen süre arasında doğrudan bir ilişki vardır. Bu ilişki şu şekilde gösterilir:

$${\displaystyle \ M_{V}^{\max }=-9{,}96-2{,}31\log _{10}{\dot {x}}\,.}$$ Burada ${\displaystyle {\dot {x}}}$, novanın kadirinin zamana göre türevidir ve ilk 2 kadir boyunca ortalama sönükleşme oranını tanımlar.

Novalar sönükleştikten sonra bile en parlak Sefe değişeni yıldızlar kadar parlak kalır. Bu nedenle her iki yöntemin de ulaşabildiği maksimum mesafe birbirine oldukça yakındır (~20 Mpc). Bu yöntemdeki hata payı, kadirde yaklaşık ±0,4'lük bir belirsizliğe yol açar.

Yüzey parlaklığı dalgalanması yöntemi

Bu yöntem, galaksilerin genel yapısal özelliklerini temel alır. Çoğunlukla daha yerel ölçeklerde uygulansa da değişken hata paylarıyla 100 Mpc'nin ötesinde de mesafe tahmini yapabilme olanağı tanır.

Yüzey parlaklığı dalgalanması (SBF) yöntemi, teleskoplara takılan CCD kameralardan yararlanır. Bir galaksinin yüzey parlaklığındaki uzamsal dalgalanmalar nedeniyle bu kameralardaki bazı pikseller diğerlerine kıyasla daha fazla yıldız ışığı toplar. Galaksinin mesafesi arttıkça görüntü giderek daha pürüzsüz hale gelir. Pikseller arasındaki bu parlaklık değişim miktarının analizi, doğrudan galaksinin mesafesini belirlemeye imkan tanır.

Örtüşme ve ölçekleme

Diğer galaksilere olan mesafelerin belirlenebilmesi için kozmik uzaklık merdivenini oluşturan ardışık mesafe göstergelerine ihtiyaç duyulur. Bunun sebebi, böylesi mesafelerde tanınabilecek ve ölçülebilecek kadar parlak cisimlerin çok nadir bulunması ve yakın çevremizde neredeyse hiç olmamasıdır. Dolayısıyla göstergeyi kalibre etmek için güvenilir trigonometrik paralaksa sahip yeterince yakın örnek bulunamaz. Örneğin yakın sarmal galaksiler için en iyi göstergelerden biri olan Sefe değişenleri, henüz tek başına paralaks ile tatmin edici düzeyde kalibre edilememiştir fakat Gaia uzay görevi artık bu sorunun çözümüne doğrudan katkı sağlamaktadır. Farklı yıldız popülasyonlarının her türden yıldızı barındırmaması ise durumu daha da karmaşıklaştırır.

Özellikle Sefeler kısa ömürlü ve büyük kütleli yıldızlardır, bu nedenle yalnızca çok yakın zamanda yıldız oluşumunun gerçekleştiği bölgelerde bulunur. Bunun sonucunda eliptik galaksiler büyük ölçekli yıldız oluşumunu uzun süre önce durdurdukları için Sefeleri barındırmaz. Bunun yerine kökeni daha yaşlı bir yıldız popülasyonuna dayanan mesafe göstergeleri (novalar ve RR Lyrae değişenleri gibi) kullanılmalıdır. RR Lyrae değişenleri Sefelere kıyasla daha düşük ışıma gücüne sahiptir. Novalar ise öngörülemezdir ve hedef galakside iyi bir mesafe tahmini yapmaya yetecek kadar nova yakalayabilmek için yoğun bir izleme programı ile bu program sırasında biraz da şans gerekir.

Kozmik uzaklık merdiveninin daha uzak basamakları daha yakın basamaklara dayandığından, uzaktaki basamaklar hem sistematik hem de istatistiksel olmak üzere yakın basamaklardaki hataların etkilerini de içerir. Bu hata yayılımının bir sonucu olarak, astronomideki mesafeler diğer bilim dallarındaki ölçümlerle aynı hassasiyet düzeyinde nadiren bilinir ve daha uzak cisim türleri için hassasiyet kaçınılmaz olarak daha düşüktür.

Özellikle en parlak standart mumlar için geçerli olan bir diğer endişe kaynağı, bu cisimlerin "standartlık" derecesi, yani gerçek mutlak kadirleri açısından ne kadar homojen olduklarıdır. Bu farklı standart mumların bazıları için homojenlik, yıldızların ve galaksilerin oluşumu ile evrimine dair teorilere dayanır ve bu nedenle bu kuramsal süreçlerdeki belirsizliklerden de etkilenir. Mesafe göstergelerinin en parlağı olan Tip Ia süpernovalarda, farklı patlama modelleri ve çevresel koşullar nedeniyle bu içsel homojenliğin ham veride zayıf olduğu bilinmektedir. Bununla birlikte böylesi büyük mesafelerde tespit edilebilecek kadar parlak başka bir cisim sınıfı bulunmadığından, bu sınıf yalnızca gerçek bir alternatifi olmadığı için bile son derece yararlıdır.

Hubble kanununun gözlemsel bir sonucu olan ve genellikle kırmızıya kayma olarak adlandırılan, mesafe ile bir galaksinin bizden uzaklaşma hızı arasındaki orantılı ilişki kozmik uzaklık merdiveninin bir ürünüdür. Edwin Hubble, daha sönük galaksilerin daha fazla kırmızıya kaydığını gözlemlemiştir. Hubble sabitinin değerini bulmak, gerek galaksi kırmızıya kayma ölçümlerinin toplanmasında gerekse uzaklık merdiveninin basamaklarının kalibre edilmesinde birçok astronomun onlarca yıllık çalışmasının bir sonucudur. Hubble kanunu, münferit uzaklık göstergelerinin görülemediği kuasarların ve uzak galaksilerin mesafelerini tahmin etmek için elimizdeki başlıca araçtır.

Ayrıca bakınız

• Kozmolojik uzaklık ölçüsü
• Hubble gerilimi

Notlar

Kaynakça

Bibliyografya

• Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2014). An Introduction to Modern Astrophysics (İngilizce). Pearson Education Limited. ISBN 978-1-292-02293-2. 
• Webb, Stephen (2001). Measuring the Universe: The Cosmological Distance Ladder (İngilizce). Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-85233-106-1. 
• Pasachoff, J. M.; Filippenko, A. (2013). The Cosmos: Astronomy in the New Millennium. 4. (İngilizce). Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-68756-1. 

Dış bağlantılar

• Mesafelerin ABC'si – Ned Wright, UCLA (İngilizce)
• Ekstragalaktik Uzaklık Ölçeği – Bill Keel, Alabama Üniversitesi (İngilizce)
• Hubble Uzay Teleskobu Ekstragalaktik Uzaklık Ölçeği Ana Projesi – Caltech IPAC (İngilizce)
• Hubble Sabiti: Tarihsel Bir Tartışma – John Huchra, Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi (İngilizce)
• NASA Kozmik Uzaklık Ölçeği – NASA HEASARC (İngilizce)
• PNLF (Gezegenimsi Bulutsu Işıma Gücü Fonksiyonu) Bilgi Veritabanı (İngilizce)