6897704207

89T

od 30 000—45 000 km/s

OBSERWACYJNE PODSTAWY KOSMOLOGII

III.    Gromady odległe (distant)

IV.    Gromady bardzo

odległe    „    od 45 000—60 000 km/s

(very distant)

V.    Gromady niezwykle

odległe    „    powyżej 60 000 km/s

(extremely distant)

Jeżeli np. jakaś gromada jest zakwalifikowana jako „bardzo odległa”, to znaczy, że prędkości ucieczki (wyliczone z prawa Hubble’a) galaktyk wchodzących w skład tej gromady są zawarte „gdzieś” pomiędzy 45 000 km/sek a 60 000 km/sek. Zresztą margines błędu tych oszacowań jest większy niż „szerokość” jednej klasy.

Zagadnienie odległości w astronomii pozagalaktycznej jest jednym z najtrudniejszych, a równocześnie jednym z najbardziej ważnych problemów. W praktyce stosuje się dwie metody oszacowań odległości dalekich obiektów. Pierwsza, jak już powiedzieliśmy, „pracuje” w oparciu o prawo Hubble’a: przesunięcie ku czerwieni w widmie galaktyki uważa się za wskaźnik jej odległości. Ale widma spektralne nie są wyskalowane przez Naturę w kilometrach, lecz w częstościach (długościach) fal elektromagnetycznych odpowiedzialnych za daną linię widmową. Ażeby przesunięcie ku czerwieni przeliczyć na zwykłe jednostki odległości (takie jak kilometry czy megaparseki) musimy sami wyskalować naszą metodę. Sprowadza się to do wyznaczenia liczbowej wartości stałej Hubble’a H. W tym celu trzeba sprawdzić „działanie” prawa Hubble’a dla galaktyk o znanych skądinąd odległościach.

Druga metoda jest pojęciowo niezwykle prosta: im galaktyka dalej położona, tym wydaje się mniejsza. Zamiast wprost wielkością łatwiej posługiwać się jasnością, a więc im galaktyka mniej jasna, tym jest dalsza. Jeżeli przyjąć, że wszystkie galaktyki są „naprawdę” jednakowo jasne (posiadają taką samą jasność absolutną), to obserwowaną jasność można uznać za bezpośredni wskaźnik odległości. Rzecz w tym, że założenie o jednakowej jasności absolutnej galaktyk wcale nie jest słuszne.

W zastosowaniu do gromad galaktyk można polepszyć działanie tej metody. Chcąc porównać odległości dwóch gromad galaktyki, wybieramy w każdej z tych gromad np. dziesięć najjaśniejszych galaktyk i porównujemy ze sobą, dajmy na to. trzecią, piątą i dziesiątą galaktykę w kolejności malejących jasności. W ten sposób znacznie zmniejsza się prawdopodobieństwo, że trafiamy na galaktyki bardzo różniące się między sobą pod względem absolutnej wielkości.