Metody fotometryczne nie są stosowane do pomiaru odległości obiektów dalszych niż bliskie i średnie spoza naszej Galaktyki. Dla poznania odległości bardzo dalekich obiektów stosuje się pomiar przesunięcia widma ku czerwieni ("redshift") danego obiektu. Stała Hubble'a  w aktualnym modelu wszechświata zakłada, że prędkość oddalania się danego obiektu jest proporcjonalna do jego odległości, dlatego z tej zależności można wyliczyć odległość obiektu. Metoda ta obarczona jest jednak błędem wyznaczenia stałej Hubble'a, a błąd względny wynosić może nawet 50%.

Astronomowie badają widma obiektów i wyznaczają ich przesunięcie do czerwieni (redshift). Przesunięcie widma ku czerwieni pojawia się na skutek dopplerowskiego przesunięcia światła wysyłanego przez oddalające się od nas galaktyki. Im dalej galaktyka się znajduje, tym bardziej, na skutek rozszerzania się wszechświata, jej widmo jest przesunięte ku czerwieni.

Światło o najdłuższej fali ma kolor czerwony i w kierunku tego krańca widma przesuwają się linie. W kosmologii efekt poczerwienienia obserwowany jest dla źródeł światła leżących w znacznej odległości od Ziemi. Przesunięcie do czerwieni  jest proporcjonalne do odległości danego obiektu od Ziemi.

Metody wyznaczania odległości XXI wieku

W ciągu ostatnich kilku lat pojawiły się nowe metody obserwacyjne, dzięki którym można oszacować odległość obiektów dalekich.

Pierwszą nową metodą jest badanie gwiazd supernowych. Supernowe tak dobrze jak  cefeidy, mogą służyć do określenia odległości dalekich galaktyk. Posługując się danymi obserwacyjnymi pochodzącymi z obserwacji supernowych, wiek Wszechświata można określić nawet na 16 mld lat.

Druga nowa metoda obserwacyjna to obserwacja efektu "soczewkowania grawitacyjnego". Jeśli pomiędzy Ziemią a bardzo dalekim, silnym źródłem promieniowania znajduje się olbrzymia galaktyka, to promienie wysyłane przez to źródło promieniowania uginają się w pobliżu owej olbrzymiej galaktyki. Ostatecznie promienie ogniskują się w punkcie obserwacji na Ziemi. Astronomowie widzą wiązki światła pochodzące od tego samego obiektu, lecz docierające do Ziemi wieloma, różnymi drogami. Czasy ruchu wiązek światła po tych drogach nie są jednakowe; pomiar ich różnicy pozwala wyznaczyć stałą Hubble'a.

Soczewkowanie grawitacyjne jest więc wynikiem ugięcia światła przechodzącego w pobliżu obiektów masywnych. Pierwsze soczewki grawitacyjne odkryto w latach 70. XX w. i były to wielokrotne obrazy kwazarów rozszczepione przez masywne galaktyki lub gromady galaktyk. Mikrosoczewkowanie to zjawisko soczewkowania grawitacyjnego w naszej galaktyce, wtedy gdy źródłem promieniowania jest gwiazda w naszej galaktyce, a soczewką inny obiekt galaktyczny. W skali naszej galaktyki jedynym obserwowalnym efektem jest wzmocnienie jasności źródła.

Galeria soczewkowania grawitacyjnego

Komputerowa analiza obrazu. Po prawej - tak wyglądałby obraz w procesie soczewkowania grawitacyjnego.

Zdjęcie. Po prawej - tak wyglądałaby twarz w procesie soczewkowania grawitacyjnego.

Plakat. Tak wyglądałby dom w procesie soczewkowania grawitacyjnego.

Opracowanie tekstu: Agnieszka Zawada