چگونه فاصله ی کهکشان ها را تعیین میکنیم؟؟(قسمت دوم)

·ابر نواختر ها به عنوان شاخص فاصله

میتوان ابر نواختر ها را به چندین روش برای اندازه گیری فواصل فراکهکشانی مورد استفاده قرار داد. تصور کنید اندازه زاویه ای  ، شید سپهر یک ابرنواختر مشاهده شده است. سرعت زاویه ای گاز های در حال انبساط،  را میتوان توسط مقایسه دو مشاهده با فاصله زمانی  بدست آورد. اگر d فاصله تا ابرنواختر باشد آنها سرعت عرضی شید سپهر در حال انبساط  است. با فرض اینکه انبساط با تقارن کروی است، این سرعت عرضی باید با سرعت شعاعی مواد پرتاب شده ، ، که از خطوط طیفی انتقال دوپلری ابرنواختر بدست آمده است برابر باشد. لذا فاصله تا ابر نواختر برابر است با:

البته  اکثر ابرنواختر ها برای به کار گرفتن این روش بسیار دور هستند.البته شید سپهر پوسته در حال انبساط یک ابرنواختر نه کاملاً کروی است و نه یک جسم سیاه کامل. مشکل مقادیر دقیق خاموشی میان ستاره ای ،این روش را به ستوه آورد اما این مشکل برای ابرنواخترهای با هسته فروریزشی که در نزدیکی مکانهای شکل گیری اخیر ستارگان دیده شده اند حادتر است. لذا عدم قطعیت نمونه در این روش بالا است.مهمترین روش استفاده از ابرنواختر ها برای اندازه گیری فاصله ، استفاده از شباهت منحنی های نوری نوع Ia می باشد.این ابرنواخترها در بیشینه نور ، قدرهای مطلق آبی و مرئی دارند . اگر بتوان قله قدر یک ابرنواختر نوع Ia را تعیین کرد میتوان فاصله آن را نیز تعیین نمود.

شاخص های فاصله ثانویه

به استثنای روش مربوط به ابرنواختر ها، برای اینکه منجمین به فواصل دورتری در فضا برسند میتوان از روش های ثانویه استفاده کرد. شاخص های فاصله ثانویه برای درجه بندی خود، به یک کهکشان با فاصله تعیین شده نیاز دارند. یکی از راه های دیدن فواصل دورتر ، استفاده از روشنترین اجسام در یک کهکشان می باشد. برای مثال سه تا از روشنترین نواحی HII غول در یک کهکشان برای فراهم آوردن یک شمع استاندارد مورد استفاده قرار میگیرند. این نواحی که ممکن است حاوی جرم های عظیمی از هیدروژن یونیده باشند تا فواصل بالا مرئی هستند. میتوان اندازه گیری های اندازه زاویه ای نواحی HII و قدر ظاهری کهکشان را با اندازه گیری های مشابه برای کهکشان های دیگر با فواصل مشخص شده مقایسه کرد.این امر محاسبه ی اندازه های خطی نواحی مورد نظر را همراه با قدر مطلق کهکشان ممکن می سازد. با این حال زمانی که تعریف قطر یک ناحیه مشکل باشد این روش برای تعیین فاصله نسبتاً غیر دقیق می باشد.

·روش افت و خیز روشنایی سطحی

منجمین برای بررسی فواصل حتی دورتر ، تا 100Mpc یا بیشتر ، به ماهیت کلی کهکشان ها باز میگردند. یک روش امیدوار کننده استفاده از یک آشکار ساز مانند یک دوربین CCD است که ظاهر یک کهکشان را ثبت میکند. به دلیل افت و خیز های فضایی در روشنایی سطحی کهکشان، برخی از پیکسل ها نسبت به پیکسل های دیگر، ستارگان بیشتری را ثبت خواهند کرد. اما ظاهر کلی باید با افزایش فاصله یکنواخت تر گردد. نتایج یک تجزیه و تحلیل آماری قدر تغییرات پیکسل به پیکسل را توصیف میکند و این با فاصله کهکشان ارتباط دارد. با تلسکوپ فضایی هابل، روش افت و خیز روشنایی سطحی میتواند تا فواصل 125Mpc برسد اما معمولاً به طور محلی به کار میرود.

·رابطه تولی فیشر

رابطه ی تولی – فیشر برای کهکشان های مارپیچی ابزار ارزشمندی برای تعیین فواصل فراکهکشانی فراهم میکند. این یک رابطه میان تابندگی یک کهکشان مارپیچی و بیشینه سرعت چرخش آن می باشد و برای اولین بار در سال 1977 توسط برنت تولی و ریچارد فیشر معرفی شد. برای درجه بندی آن میتوان از مارپیچی های نزدیک که فواصل آنها بدقت توسط قیقاووسی ها اندازه گیری شده اند استفاده نمود. رابطه تولی فیشر برای 161 کهکشان مارپیچی که متعلق به خوشه سنبله بودند بکار رفت. این رابطه برای مطالعه خوشه کهکشان های گیسو که حدود 90Mpc دور تر است نیز استفاده میشود و به خوبی برای فواصل فراتر از آن نیز بکار میرود.

رابطه تولی - فیشر برای کهکشانهای مارپیچی اولیه

جدول شاخص های فاصله

خلاصه ای از شاخص های فاصله

در حال حاضر روشن است که مقیاس فاصله فراکهکشانی یک نردبان ساده، تنها با دنباله ای از مراحل برای اندازه گیری بزرگترین فواصل نیست. منجمین از روش های متفاوتی استفاده میکنند و درجه بندی های مختلفی را انتخاب میکنند. برای هر روش تغییراتی وجود دارد و موارد توصیف شده در بالا تنها به نمایندگی انتخاب شده اند. به طور خلاصه جدول بالا فهرستی از فاصله تا خوشه کهکشان های سنبله ارائه میدهد. ما امروزه فاصله ی 19 Mpc  را به عنوان فاصله تا خوشه سنبله می پذیریم.