Razlika između izmjena na stranici "Hubbleov zakon"

m (+{{Nedostaju izvori}})
Većina metoda mjerenja udaljenosti galaksija temelji se na ovisnosti njihovog [[magnituda (astronomija)|prividnog sjaja]] o [[luminozitet]]u i udaljenosti. Poteškoća je što udaljenije objekte vidimo u ranijim stadijima razvoja svemira, pa se postavlja pitanje mijenja li, i kako, pojedini tip objekta luminozitet tokom svog razvoja.
 
U postupku koji su prvi put primijenili A. Sandage i G. Tammann polazi se od precizne vrijednosti [[AJ|astronomske jedinice]], koja je dobivena radarskim mjerenjima položaja i gibanja [[Venera|Venere]]. Udaljenosti bližih [[zvijezda]] se nalaze metodom zvjezdane [[paralaksa|paralakse]]. Zatim se metodom zvjezdanih skupova nalaze udaljenosti bližih otvorenih skupova. Udaljenost otvorenih skupova se koristi za kalibriranje krivulje period-apsolutni sjaj za [[Promjenljiva zvijezda|promjenjive zvijezde]] [[Cefeida|Cefeide]]. Pri tome se opažaju Cefeide koje se nalaze u otvorenim skupovima. Tada se pomoću relacije period-apsolutni sjaj određuju udaljenosti bližih galaksija, u kojima je moguće razlučiti Cefeide. Procijenjene udaljenosti što većeg broja galaksija koriste se za procjenu vrijednosti Hubbleove konstante H<sub>0</sub>. Ovom je metodom dobivena vrijednost H<sub>0</sub> = 15 km/s po milionu svjetlosnih godina.
 
Postupkom koji su razvili M. Aaronson, J. Mould i J. Huchra dobivena je nešto veće vrijednost: 27 km/s po milionu svjetlosnih godina. Postupak se temelji na tzv. Tully-Fischerovoj relaciji koja povezuje brzinu rotacije pojedinih tipova spiralnih galaksija s njihovim luminozitetom. Ovisnost je fizikalno opravdana činjenicom da su i brzina rotacije i luminozitet ovisni o masi galaksije.