Demək olar ki, bir əsr əvvəl çoxlu sayda qalaktikadan kənar obyektlərə qədər olan məsafəni xəritələmək və həmçinin onların işığının nə qədər qırmızıya sürükləndiyini (bizdən uzaqlaşan görünən bir geri çəkilmə sürəti kimi şərh edilən) ölçmək üçün kifayət qədər məlumat əldə edilmişdi. Həmin obyektlərin məsafəsi və geri çəkilmə sürəti bir-birinə qarşı qrafikləşdirildikdə maraqlı bir əlaqə ortaya çıxdı: biz nə qədər uzağa baxsaq, obyekt bizdən bir o qədər sürətlə uzaqlaşırdı. İki dəfə uzaq məsafə iki dəfə yüksək sürət, on dəfə uzaq məsafə isə on dəfə yüksək sürət demək idi. Bu xətti əlaqə Habbl qanunu (və ya daha yaxın vaxtlarda, Corc Lemetr onu ilk dəfə çıxardığı üçün Habbl-Lemetr qanunu) kimi tanındı və bu xəttin meyli Habbl sabiti adlandırıldı.
Bununla belə, məlum olur ki, bu, tamamilə yanlış bir addır: Kainatın genişlənmə sürəti təkcə zamanla dəyişmir, həm də məhz bu anda bütün məkanda sabit deyil. Başqa sözlə, Habbl "sabiti"ndə sabit olan heç nə yoxdur! Genişlənmə sürətinin zamanla dəyişməsi ulduzdan proqnozlaşdırılmışdı, lakin məkandakı dəyişiklik sürpriz oldu: yalnız qaranlıq enerjinin kəşfi ilə bunun belə olduğunu anladıq. Buna baxmayaraq, qaranlıq enerji Habbl sabitinin son xilaskarı ola bilər, çünki əgər o, həqiqətən də kosmoloji sabitdirsə, o zaman uzaq gələcəkdə Habbl parametri nəhayət sabitə çevriləcək. Budur, əslində baş verənlərin elmi izahı.
Habblın Andromeda qalaktikasında (M31) Sefeyid dəyişən ulduzunu kəşf etməsi Kainatı bizə açdı, Süd Yolundan kənardakı qalaktikalar üçün lazım olan müşahidə sübutlarını verdi və bizi qısa müddətdə genişlənən Kainatın kəşfinə apardı.
Kreditlər: NASA, ESA və Habbl İrsi Qrupu (STScI/AURA); İllüstrasiya: NASA, ESA və Z. Levay (STScI)
Müşahidə baxımından hekayə görünür ki, sadədir. 1920-ci illərdən başlayaraq, teleskop texnologiyamız kifayət qədər böyük aperturalı teleskoplar və fotoqrafik lövhələrin inkişafı ilə o qədər təkmilləşdi ki, biz öz Süd Yolumuzdan kənarda olan obyektlərdə (yəni qalaktikalarda) ayrı-ayrı ulduzları ayırd etməyə və müəyyən etməyə başladıq. İlk belə ulduz 1923-cü ildə Edvin Habbl tərəfindən müəyyən edildi: Sefeyid dəyişən ulduzu və ya elə bir xüsusi ulduz sinfi ki, əgər siz onun nə qədər vaxt apardığını ölçə bilsəniz,
O zaman siz həmin ulduzun müşahidə olunan parlaqlığını (ölçdüyünüz) yeni müəyyən etdiyiniz daxili parlaqlıqla müqayisə edə bilərsiniz və bu, sizə ona qədər olan məsafəni müəyyən etməyə imkan verir: eynilə, əgər sizdə məlum daxili parlaqlığa malik bir lampa və ya şam olsaydı, onun nə qədər parlaq göründüyünə baxaraq nə qədər uzaqda olduğunu müəyyən edə bilərdiniz. Astronomiyada məsafəni müəyyən etmək üçün bu üsul — standart şam metodu — o vaxtdan bəri Sefeyid dəyişən ulduzlarından daha çox obyekt sinfinə şamil edilmişdir və müşahidəçi astronomun arsenalındakı ən faydalı vasitələrdən biridir.
Xülasə — davamını mənbədə oxuyun.
