5. ábra - A Hubble- állandó pontosításának lépései, balról jobbra. Először
cefeida típusú változócsillagok távolságát pontosították a Galaxisban a
geometriai parallaxisuk minden eddiginél pontosabb mérésével. Ez alapján
újra kalibrálták a cefeidák abszolút fényességét, ezzel pedig a periódus -
fényesség relációjukból olyan távolabbi galaxisokban is meg tudták határozni
a távolságukat, amelyek kívül esnek a parallaxis - technika hatósugarán. A
cefeidákkal kalibrált távolságokat aztán az ugyanazokban a galaxisokban
feltűnt Ia szupernóvák abszolút fényességének kalibrációjára használták,
aminek alapján a gazdagalaxisok távolságai is meghatározhatók. A
“kalibrált” Ia szupernóvák segítségével olyan messze lévő galaxisok távolság a
is meghatározható, amelyekben a cefeidák már nem vehetők észre, a
fényesebb Ia szupernóvák azonban igen. Ezeket a távolságokat vetették végül
össze a szupernóvák fényének a tér tágulása miatti vörösödésével, és
származtatták ebből a Hubble - állandó új, pontosabb értékét. (NASA, ESA, A.
Feild (STScI), and A. Riess (STScI/JHU))
Egyetlen műszer használatával a kutatók azokat a szisztematikus hibákat
is kiküszöbölték, amelyek óhatatlanul terhelik a több távcsőről és műszerről
származó mérési adatokat. Egy másik hasonlat szerint ez a Hubble-állandó
pontossága szempontjából olyan, mintha egy folyosó hosszát 30 cm-es
vonalzó helyett több méteres mérőszalaggal mérnénk. A SH0ES csoport
célja, hogy a HST további méréseivel még lejjebb szorítsák a Hubble-
állandó hibáját, és elérjék az 1 százalékos pontosságot. A jelenlegi
balloattila
(balloattila)
#1