ההשערות על טבען של הגלקסיות התחילו הרבה לפני התצפיות של אדווין האבל בטלסקופ הענק בקוטר 100 אינץ' (2.5 מטר) במצפה הר וילסון. באמצע המאה ה-18 שקלו הפילוסוף הגרמני עמנואל קאנט והמתמטיקאי הגרמני יוהאן למברט, כל אחד בנפרד, את האפשרות שכתמים מטושטשים מסוימים בשמי הלילה הם מערכות כוכבים עצומות, הרחק מחוץ לשביל החלב. קאנט כתב: "אם עולם כוכבים כזה נראה ממרחק עצום כל כך מעינו של צופה שנמצא מחוצה לו, העולם הזה ייראה בזווית קטנה ככתם בחלל, שצורתו עגולה אם מישורו פונה ישירות אל העין, ואליפטית אם רואים אותו מהצד או באלכסון." במילים אחרות, קאנט הבין שמערכת כוכבים שטוחה כמו שביל החלב עשויה להיראות בצורות שונות, לפי הכיוון שבו היא נטויה בחלל. הוא הבין גם שגלקסיה שנצפית מרחוק תתפרש על זווית קטנה בשמים. ולבסוף, הוא ידע שאת החיוורון של אור הכוכבים מגלקסיה אפשר להסביר בחוק ריבוע המרחק ההפוך, כשהאור עובר מרחק עצום בחלל.
במשך יותר מ-150 שנה התקשו האסטרונומים להבין את טבען של הערפיליות. השערות אינן ראיות. השערה אחת גרסה שהן עננים או מערבולות של גז שמתעבה ליצירת כוכבים. הספקטרוסקופיה סיפקה תמיכה מסוימת להשערה ה"מקומית" הזאת: האסטרונום החובב הלונדוני ויליאם האגינס הראה שהספקטרום של כמה ערפיליות פלנטריות ושל ערפיליות שאינן מתפרקות לכוכבים, כמו ערפילית אוריון, נובע מגז חם ולא מכוכבים שאי אפשר להפריד. ההשערה החלופית, הרדיקלית הרבה יותר, גרסה שהערפיליות הן מערכות כוכבים רחוקות. הספקטרום של ערפילית אנדרומדה הראה את המאפיינים שמצפים לראות באור משולב של כוכבים רבים – הוכחה שלא כל הערפיליות עשויות גז בלבד. בנוסף, הערפיליות היו פזורות בכל השמים, בלי שום העדפה למישור שביל החלב, וגם לא התרכזו סביב מרכז הגלקסיה, כמו הצבירים הכדוריים. גופים רחוקים מאוד מכדור הארץ אמורים להיראות בשמים בפיזור איזוטרופי (זהה בכל הכיוונים).
חלק מהבלבול סביב הערפיליות נבע מכך שהקטלוגים של הרשל ומסייה לא כללו סוג אחד של עצמים. בקטלוג של מסייה יש תערובת של אזורי יצירת כוכבים כמו ערפילית אוריון (M42), שרידי כוכבים כמו ערפילית הסרטן (M1), וגלקסיות כמו שביל החלב (למשל M31 ו-M51). גם המידע על הערפיליות היה מוגבל מאוד. שיטות הספקטרוסקופיה עוד לא היו בשלות מספיק כדי להפעיל אותן על עצמים חיוורים, ולכן הערפיליות היו בעיקר כתמי אור מטושטשים. רק מעטות מהן הראו מבנה ספירלי או מבנה כלשהו.
רוב האסטרונומים נרתעו מהשערת "יקומי האיים" – הרעיון שהערפיליות הן מערכות כוכבים ענקיות הרחק מהמערכת שלנו – מהסיבה הפשוטה שהם לא יכלו לדמיין יקום גדול בהרבה משביל החלב. הרעיון הזה חוזר שוב ושוב בתולדות האסטרונומיה מאז קופרניקוס: כל תגלית גדולה הפכה אותנו לשחקני משנה ביקום גדול יותר. ההכרה בחוסר החשיבות שלנו אינה תחושה נוחה!
פתרון המחלוקת על הערפיליות דרש מדד מרחק חדש ואמין. הגילוי של הנרייטה לוויט – הקשר בין הנגיהות (luminosity) לזמן המחזור של משתנים קפאידים – סיפק את הכלי הדרוש. אדווין האבל מדד לבסוף את המרחק לערפילית ספירלית ב-1924. בעזרת הטלסקופ המחזיר החדש בקוטר 2.5 מטר (100 אינץ') במצפה הר וילסון, הוא הפריד באופן חד-משמעי את ערפילית אנדרומדה לאינספור כוכבים בודדים. התצפית המכרעת שלו הייתה זיהוי הקפאידים באנדרומדה ומדידת זמני המחזור שלהם. בעזרת היחס הידוע בין זמן המחזור לנגיהות, הוא הסיק שערפילית אנדרומדה היא גלקסיה של כוכבים במרחק של כ-300 קילופרסק, הרחק מעבר לשולי שביל החלב. מאז תוקנה ההערכה של האבל כלפי מעלה, פי 2.5 בערך – לכ-770 קילופרסק (כ-2.5 מיליון שנות אור) – בגלל טעות בכיול מרחקי הקפאידים.
כדי למדוד מרחקים משתמשים האסטרונומים בשרשרת של שיטות. כל תכונה של כוכב או גלקסיה שאפשר להעריך בעזרתה מרחק נקראת מדד מרחק. מרחקים בתוך מערכת השמש נמדדים בדרך הישירה ביותר: מדידת הזמן שלוקח לאותות מכ"ם לחזור מפלנטות קרובות. המרחקים לכוכבים הקרובים לשמש נמדדים באמצעות הפרלקסה שלהם, ובכוכבים קרובים מאוד אפשר לראות גם את התנועה העצמית (תזוזת הכוכב בשמים במשך השנים). חלק מהכוכבים שמרחקיהם נמדדו ישירות בשיטות גאומטריות נמצאים בצבירים, וכך אפשר לכייל את שיטת התאמת הסדרה הראשית בדיאגרמת הרצשפרונג–ראסל. אז אפשר לשרטט דיאגרמות כאלה לצבירים פתוחים אחרים, והמידה שבה צריך להזיז את הסדרה הראשית בבהירות כדי שתתלכד עם זו של הצביר שמרחקו ידוע היא מדד למרחק היחסי בין שני הצבירים. השיטה הזאת מביאה אותנו עד שולי שביל החלב.
כדי לכייל מרחקים לגלקסיות קרובות דרוש מדד מרחק מאיר יותר מכוכב כמו השמש. בצבירים עשירים יש משתנים מסוג RR נבל (RR Lyrae) ומשתנים קפאידים. בזכות הקשר המבוסס בין זמן ההשתנות לנגיהות של הכוכבים הנדירים האלה, אפשר לחשב את המרחק אם מודדים את השטף (flux) שמגיע מהם. קפאידים מאירים עד פי עשרות אלפים מהשמש, ולכן אפשר לראות אותם בטלסקופים גדולים עד מרחק של 10 עד 20 מגה-פרסק (מיליוני פרסקים), ובטלסקופ החלל האבל אף רחוק יותר. ולבסוף אפשר להשתמש בסופרנובות, שיכולות להאיר יותר מכל הכוכבים הרגילים של גלקסיה שלמה יחד, ושאפשר לראות אותן עד מאות ואף אלפי מגה-פרסקים. לרוע המזל, סופרנובה היא שלב חולף כל כך בהתפתחות כוכב, שבגלקסיה אחת נצפית סופרנובה רק פעם ב-40 עד 50 שנה בממוצע. לכן אין שום ערובה שנמצא סופרנובה בגלקסיה מסוימת.
באדיבות NASA
סולם המרחקים הוא מערך המדידות שקובע מרחקים ממערכת השמש ועד הגלקסיות הרחוקות ביותר. מבחינה רעיונית, השיטות של סולם המרחקים בנויות כמו פירמידה. השיטות למרחקים קרובים ישירות ומדויקות יותר, והתרחקות מהשמש מחייבת שיטות אחרות. כל שיטה תלויה באמינותן של השיטות שפועלות במרחקים קטנים יותר, ולכיול כל שיטה חדשה דרוש תחום מרחקים שבו היא חופפת לקודמתה. השגיאות מצטברות וגדלות ככל שמתקדמים לעבר הגלקסיות.
מדוע האסטרונומים צריכים כל כך הרבה שיטות כדי למדוד את כל המרחקים ביקום? חלק מהסיבה הוא ממדיו העצומים של החלל הריק. מדד מרחק שנמצא קרוב לשמש צריך להימצא גם במרחק גדול פי 10,000 כדי למפות את שביל החלב, ולפי חוק ריבוע המרחק ההפוך, ההתרחקות הזאת מחלישה את האור פי 100 מיליון. מדד מרחק שנמצא על פני שביל החלב צריך להתגלות גם במרחק גדול פי אלף כדי לשמש למדידת מרחקים לגלקסיות אחרות – החלשה פי מיליון. מדדי מרחק קרובים מאבדים את תועלתם כשהעצמים נעשים חיוורים מכדי שנראה אותם, ומדדים למרחקים גדולים אינם יעילים ביקום הקרוב, כי כוכבים מאירים מאוד נדירים מאוד. קפאידים אפשר לראות בגלקסיות עד מרחק של כ-20 מיליון פרסק (ובטלסקופ החלל האבל עד כ-40 מיליון פרסק), אבל הקפאיד הקרוב ביותר לשמש, כוכב הצפון, נמצא במרחק של כ-130 פרסק, ובמשך שנים רבות היה רחוק מדי כדי למדוד את הפרלקסה שלו באמינות (כיום מודדת החללית גאיה פרלקסות של קפאידים רבים). וגם מזל רע ממש הוא שבגלקסיה שלנו לא נצפתה סופרנובה מאז 1604, כשאנו מצפים לסופרנובה פעם ב-50 שנה בערך.
מדידת מרחקים היא יסוד מוחלט של האסטרונומיה. בלי לדעת את מרחקו של עצם, אי אפשר לגזור את תכונותיו הבסיסיות, כמו גודל, מסה ונגיהות. המטרה היא למצוא עצמים שהנגיהות או הגודל האמיתיים שלהם ידועים היטב – מדדי מרחק. כשיודעים את הנגיהות (מהפיזיקה המוכרת של המקור) ואת השטף (שנמדד בטלסקופ), קל לחשב את המרחק. זה נשמע פשוט, אבל המסע הארוך להבנת טבען של הערפיליות מראה כמה קשה למדוד מרחקים מדויקים.
כשהאסטרונומים מודדים מרחקים, הם חייבים להניח שחוקי הפיזיקה קבועים בכל היקום. חוקי הפיזיקה אוששו רק במעבדות על פני כדור הארץ, ובמידה מוגבלת יותר במחקר על סלעי ירח ועל חלקיקים מהחלל הבין-כוכבי. מחוץ לגלקסיה שלנו, השימוש בהם מחייב הנחה רבת עוצמה ומאחדת. האבל חש הקלה כשמצא קפאידים וכוכבים מוכרים אחרים בגלקסיות רחוקות, כי מבחינתו הדבר הראה ש"עקרון אחידות הטבע שולט, כך נראה, ללא הפרעה גם באזור הרחוק הזה של החלל".
→ הסעיף הקודם: 15.13 אדווין האבל | הסעיף הבא: 15.15 מדידת מרחקים באמצעות קפאידים ←