Космикалық қашықтықтарды өлшеу әдістері

Кіріспе

Аспан денелеріне дейінгі қашықтықты анықтау үшін астрономдар қолданатын әдістердің тізбегі. Космологиядағы қашықтық туралы әртүрлі анықтамалар.

Космикалық қашықтық сатысы (немесе галактикааралық қашықтық шкаласы) – астрономдардың аспан денелеріне дейінгі қашықтықты анықтау үшін қолданатын әдістердің тізбегі. Астрономиялық объектіге дейінгі қашықтықты тікелей өлшеу тек Жерге "жеткілікті жақын" (шамамен мың парсек ішінде) орналасқан объектілер үшін ғана мүмкін. Алшақ объектілерге дейінгі қашықтықты анықтау әдістері жақын қашықтықта жұмыс істейтін және алыс қашықтықта жұмыс істейтін әдістер арасындағы өлшенген түрлі байланыстарға негізделген. Көптеген әдістер белгілі жарықтылығы бар астрономиялық нысан – стандартты шамға сүйенеді. Бұл сатылыстың ұқсастығынан туындайды, себебі астрономияда кездесетін қашықтықтың барлық диапазонында ешбір әдіс өлшеуге қабілетті емес. Оның орнына, бір әдіс жақын қашықтықты өлшеу үшін, екіншісі жақын және орташа қашықтықты өлшеу үшін, және т.б. қолданылады. Сатының әрбір баспақышы келесі баспақыштағы қашықтықты анықтауға көмектесетін ақпаратты ұсынады.

Тікелей өлшеу

Сатының негізінде қашықтықты тікелей анықтайтын негізгі қашықтық өлшемдері жатыр, онда зертене жатқан объектінің табиғаты туралы ешқандай физикалық шарттар қолданылмайды. Жұлдыздық координаталарды дәл өлшеу астрометрия ғылымының бір бөлігі болып табылады. Ежелгі гректер өте қарапайым технологияны қолданып, Жер, Ай және Күннің радиустарын, сондай-ақ олардың арасындағы қашықтықты жақсы анықтаған.

Астрономиялық бірлік

Алысқаты қашықтықты тікелей өлшеулер астрономиялық бірлікке (АБ) негізделген, ол Жер мен Күн арасындағы орташа қашықтық ретінде анықталады. Кеплер заңдары Күнді айналатын денелердің орбиталық өлшемдерінің нақты қатынастарын береді, бірақ орбиталық жүйенің жалпы масштабын өлшемейді. Радар Жер мен екінші дененің орбиталары арасындағы қашықтықты өлшеу үшін қолданылады. Осы өлшем және екі орбитаның өлшемдерінің арақатынасы арқылы Жер орбитасының мөлшері есептеледі. Жердің орбитасы бірнеше метр абсолюттік дәлдікпен және 100 миллиардтың бірнеше бөлігінің салыстырмалы дәлдігімен белгілі (1). Тарихи тұрғыдан алғанда, Венераның транзитін бақылау АБ-ны анықтауда маңызды рөл атқарды; 20 ғасырдың бірінші жартысында астероидтарды бақылау да маңызды болды. Қазіргі уақытта Жердің орбитасы Венера және басқа жақын планеталар мен астероидтерге дейінгі қашықтықты радармен өлшеу арқылы және Күн жүйесінде Күнді айналатын ғарыш кемелерін бақылау арқылы жоғары дәлдікпен анықталады.

Қиындықтар

Стандартты шамдардың кез келген класы үшін екі мәселе бар. Бастысы – калибрлеу, яғни шамның абсолюттік шамасын анықтау. Бұл сыныпты мүшелерін тануға жеткілікті деңгейде анықтауды және олардың нақты абсолюттік шамасын жеткілікті дәлдікпен анықтауға мүмкіндік беретін, белгілі қашықтықтағы сол сыныптың жеткілікті мүшелерін табуды қамтиды. Екінші мәселе – сынып мүшелерін тану және сыныпқа жатпайтын объектіге стандартты шам калибрлеуін қате пайдаланбау. Өте алыс қашықтықта, яғни қашықтықты көрсететін индикаторды пайдалануды қалайтын жерде, тану мәселесі өте қиын болуы мүмкін. Стандартты шамдармен байланысты маңызды мәселе – олардың қаншалықты стандартты екендігі туралы үнемі туындайтын сұрақ. Мысалы, барлық байқаулар белгілі қашықтықтағы Ia типіндегі супеновалардың жарық қисығының пішінімен түзетілгенде бірдей жарықтыққа ие екенін көрсетеді. Бұл жарықтықтың жақын болуының себебі төменде талқыланады; алайда, алыстағы Ia типіндегі супеновалардың жақын орналасқан Ia типіндегі супеновалардан өзгеше қасиеттері болуы мүмкін. Ia типіндегі супеноваларды қолдану дұрыс космологиялық модельді анықтау үшін өте маңызды. Егер Ia типіндегі супеновалардың қасиеттері үлкен қашықтықта әртүрлі болса, яғни олардың калибрлеуін кездейсоқ қашықтықтарға экстраполяциялау жарамсыз болса, бұл айырмашылықты ескермеу космологиялық параметрлерді, әсіресе заттың тығыздығы параметрін қайта құруға қауіпті түрде әсер етуі мүмкін. Бұл тек философиялық мәселе емес екенін Цефеидтік айнымалыларды қолдана отырып қашықтықты өлшеу тарихынан көруге болады. 1950 жылдары Уолтер Бааде стандартты шамды калибрлеу үшін пайдаланылған жақын маңдағы Цефеидтік айнымалыларының, жақын маңдағы галактикаларға дейінгі қашықтықты өлшеу үшін пайдаланылғандардан өзгеше типте екенін анықтады. Жақын орналасқан Цефеидтік айнымалылары I популяция жұлдыздары, олар II популяция жұлдыздарына қарағанда металл құрамы әлдеқайда жоғары. Нәтижесінде II популяция жұлдыздары күткеннен әлдеқайда жарық болды, және түзетілген кезде бұл шарлы шоғырларға, жақын маңдағы галактикаларға және Көктемдегі жолдың диаметріне дейінгі қашықтықтарды екі есеге арттыруға әсер етті. Соңғы кезде килоновалар стандартты шамның тағы бір түрі ретінде ұсынылды. "Килонова жарылыстары сфералық болғандықтан, астрономдар супенова жарылысының көрінетін мөлшерін газ қозғалысынан көрінетін нақты мөлшермен салыстыра алады, осылайша ғарыштың әртүрлі қашықтықтағы кеңею жылдамдығын өлшей алады".

Two problems exist for any class of standard candle. The principal one is calibration, that is the determination of exactly what the absolute magnitude of the candle is. This includes defining the class well enough that members can be recognized, and finding enough members of that class with well known distances to allow their true absolute magnitude to be determined with enough accuracy. The second problem lies in recognizing members of the class, and not mistakenly using a standard candle calibration on an object which does not belong to the class. At extreme distances, which is where one most wishes to use a distance indicator, this recognition problem can be quite serious. A significant issue with standard candles is the recurring question of how standard they are. For example, all observations seem to indicate that Type Ia supernovae that are of known distance have the same brightness, corrected by the shape of the light curve. The basis for this closeness in brightness is discussed below; however, the possibility exists that the distant Type Ia supernovae have different properties than nearby Type Ia supernovae. The use of Type Ia supernovae is crucial in determining the correct cosmological model. If indeed the properties of Type Ia supernovae are different at large distances, i. e. if the extrapolation of their calibration to arbitrary distances is not valid, ignoring this variation can dangerously bias the reconstruction of the cosmological parameters, in particular the reconstruction of the matter density parameter. That this is not merely a philosophical issue can be seen from the history of distance measurements using Cepheid variables. In the 1950s, Walter Baade discovered that the nearby Cepheid variables used to calibrate the standard candle were of a different type than the ones used to measure distances to nearby galaxies. The nearby Cepheid variables were population I stars with much higher metal content than the distant population II stars. As a result, the population II stars were actually much brighter than believed, and when corrected, this had the effect of doubling the estimates of distances to the globular clusters, the nearby galaxies, and the diameter of the Milky Way. Most recently kilonova have been proposed as another type of standard candle. "Since kilonovae explosions are spherical, astronomers could compare the apparent size of a supernova explosion with its actual size as seen by the gas motion, and thus measure the rate of cosmic expansion at different distances."

Негізгі реттілік орнату

Жұлдыздар тобының абсолютті шамасы, жұлдыздың спектрлік жіктелімімен салыстырылғанда, Герцспрунг-Расселл диаграммасында жұлдыздың массасымен, жасымен және құрамымен байланысты эволюциялық үлгілерді көрсетеді. Атап айтқанда, сутегін жағатын кезеңде жұлдыздар диаграммадағы "негізгі тізбек" деп аталатын қисық бойында орналасады. Жұлдыздың спектрінен осы қасиеттерді өлшеу арқылы, "ҚР" диаграммасындағы негізгі тізбектегі жұлдыздың орны анықталып, осы арқылы жұлдыздың абсолютті шамасы есептеледі. Бұл мәнді көрінетін шамасымен салыстыру, газ бен шаңнан туындаған жұлдыздық сөнуге түзетулер енгізгеннен кейін, шамамен қашықтықты анықтауға мүмкіндік береді. Гиадалар сияқты гравитациялық байланыстағы жұлдыздық шоғындағы жұлдыздар шамамен бірдей жаста пайда болып, бірдей қашықтықта орналасқан. Бұл салыстырмалы түрде дәл негізгі тізбекке сәйкестіруге мүмкіндік береді, соның арқасында жасы мен қашықтығы анықталады.

Галактикадан тыс қашықтық шкаласы

+Экстрагалактикалық қашықтық көрсеткіштері Әдіс Жеке галактика үшін белгісіздік (mag) Қыз шоғыршасына дейінгі қашықтық (Mpc) Диапазон (Mpc) Классикалық Цефеидтер0.1615–2529Жаңа жұлдыздар0.421.1 ± 3.920Планеталық тұмандықтардың жарықтылық функциясы0.315.4 ± 1.150Шарлы шоғырлардың жарықтылық функциясы0.418.8 ± 3.850Беттік жарқыраудың ауытқулары0.315.9 ± 0.950Сигма D қатынасы0.516.8 ± 2.4> 100Ia типіндегі суперновалар0.1019.4 ± 5.0> 1000

Экстрагалактикалық қашықтық шкаласы – астрономдардың біздің галактикамыздан тыс жердегі космологиялық денелердің қашықтығын анықтау үшін қазіргі таңда қолданатын әдістер жиынтығы. Бұл денелердің қашықтығын дәстүрлі әдістермен анықтау қиын. Кейбір әдістер жұлдыздар, шарлы шоғырлар, тұмандықтар және галактикалар сияқты нысандардың қасиеттерін пайдаланады. Басқа әдістер бүтін галактикалар шоғыры сияқты нәрселердің статистикалық мәліметтері мен ықтималдығына негізделген.

Вильсон-Бэппу эффектісі

1956 жылы Олин Уилсон және М. К. Вайну Баппу ашқан Уилсон-Баппу эффектісі, спектроскопиялық параллакс деп аталатын құбылысты пайдаланады. Көптеген жұлдыздардың спектрінде кальцийдің K сызығы сияқты, олардың абсолюттік шамасын көрсететін белгілер болады. Жұлдызға дейінгі қашықтықты оның көрінетін шамасы мен қашықтық модулі арқылы есептеуге болады. Бұл әдіс жұлдыздық қашықтықтарды анықтауда маңызды шектеулерге ие. Спектрлік сызықтардың күшінің калибрленуінің дәлдігі шектеулі және жұлдызаралық сіңіруді ескеру қажет. Теориялық тұрғыдан алғанда, бұл әдіс 7 мегапарсекке (Мпк) дейінгі жұлдыздарға дейінгі қашықтықты сенімді түрде есептеуге мүмкіндік берсе де, көбінесе жүздеген килопарсекке (кпк) дейінгі жұлдыздар үшін қолданылады.

Классикалық цефеидтер

Вильсон-Бэппу эффектісінен тыс, келесі әдіс классикалық Сефеид айнымалы жұлдыздарының кезең-жарықтылық қатынасына негізделген. Галактикалық және галактикадан тыс классикалық Сефеидтерге дейінгі қашықтықты есептеу үшін келесі қатынасты қолдануға болады:

Сефеидтерді стандартты шамдар ретінде пайдалануды қиындататын бірнеше мәселелер бар, және олар белсенді түрде талқыланып жатыр. Олардың ішіндегі бастылары: әртүрлі толқын ұзындықтарындағы кезең-жарықтылық қатынасының сипаты мен туралығы, металлдың мөлшерінің нөлдік нүктеге және осы қатынастардың еңісіне тигізетін әсері, сондай-ақ фотометриялық бұзылыстардың (қосылудың) әсері және Сефеидтерге дейінгі қашықтыққа әсер ететін өзгеретін (көбінесе белгісіз) жоғалу заңы. Бұл шешілмеген мәселелер Хаббл тұрақтысының 60 км/с/Мпк және 80 км/с/Мпк аралығындағы әртүрлі мәндеріне алып келді. Бұл қарама-қайшылықты шешу астрономиядағы маңызды мәселелердің бірі болып табылады, өйткені Ғаламның космологиялық параметрлерін Хаббл тұрақтысының нақты мәнін анықтау арқылы айтарлықтай дәлдеуге болады. Сефеид айнымалы жұлдыздары Эдвин Хабблдің 1923 жылы M31 (Андромеда) галактикасының Құс жолындағы кішкентай тұмандық емес, сыртқы галактика екенін анықтаудағы маңызды құрал болды. Ол M31-ге дейінгі қашықтықты 285 кпк деп есептеді, ал қазіргі бағасы 770 кпк құрайды. Бүгінгі күнге дейін анықталған NGC 3370 спиральді галактикасы (Арыстан шоқжұлдызында) 29 Мпк қашықтықтағы ең алыс Сефеидтерді қамтиды. Сефеид айнымалы жұлдыздары қашықтықты анықтау үшін толыққанды белгілер емес: жақын галактикаларда олардың қателігі шамамен 7%-ға жетеді, ал ең алыс галактикаларда 15%-ға дейін жетеді.

Суперновалар

Суперноваларды галактикадан тыс қашықтықтарды өлшеу үшін бірнеше түрлі әдіс бар.

Супернованың фотосферасын өлшеу

Супернова шар тәрізді симметрия бойынша кеңейетінін болжауға болады. Егер супернова фотосферасының бұрыштық мөлшері θ(t) өлшеуге жеткілікті жақын болса, онда ω бұрыштық жылдамдық, θ бұрыштық мөлшер болатын теңдеуді қолдануға болады. Дәл өлшеу үшін Δt уақыт аралығымен жасалған екі байқау қажет. Содан кейін, d – суперноваға дейінгі қашықтық, Vej – супернованың шығарылған заттарының радиалдық жылдамдығы (сфералық симметрия болған жағдайда Vej жылдамдығы Vθ-ға тең деп есептеуге болады) формуласын қолдануға болады. Бұл әдіс супернованың фотосферасын дәл өлшеуге мүмкіндік беретіндей жақын болған жағдайда ғана жұмыс істейді. Сонымен қатар, газдың кеңейіп жатқан қабығы нақты шар тәрізді де, толық қара дене де емес. Галактикааралық сіңіру фотосфераның дәл өлшеулеріне кедергі келтіруі мүмкін. Бұл мәселе ядролық құлаудан туындаған суперноваларда одан да күшейеді. Осы факторлардың бәрі қашықтыққа байланысты 25%-ға дейін қателікке алып келуі мүмкін.

Ia типті жарық қисықтары

Ia типті суперновалар галактикадан тыс қашықтықтарды анықтаудың ең жақсы тәсілдерінің бірі болып табылады. Ia типті суперновалар ақ жұлдыздың серік жұлдызынан материя жинауды бастағанда пайда болады. Ақ жұлдыз материяны жинаған сайын, ол Чандрасехар лимитіне жетеді. Осы лимитке жеткенде жұлдыз тұрақсыз болып, тізгінсіз ядролық синтез реакциясына ұшырайды. Барлық Ia типті суперновалар шамамен бірдей массада жарылатындықтан, олардың абсолюттік шамасы бірдей болады. Бұл оларды стандартты шамдар ретінде өте пайдалы етеді. Барлық Ia типті суперновалардың стандартты көк және көзге көрінетін шамасы бар. Сондықтан, Ia типті супернованы байқағанда, оның ең жоғары шамасын анықтау мүмкін болса, оның қашықтығын есептеуге болады. Супернованы оның ең жоғарғы шамасында тікелей бақылау міндетті емес; көп түсті жарық қисығы пішін әдісін (MLCS) пайдаланып, жарық қисығының пішіні (бастапқы жарылыстан кейін кез келген қолайлы уақытта алынған) ең жоғары жарықтықта абсолюттік шаманы анықтайтын параметрленген қисықтар отбасымен салыстырылады. Бұл әдіс сонымен қатар шаң мен газдың аралық кеңістіктегі сөнуін/тұнжыралануын да ескереді. Сол сияқты, созу әдісі нақты суперновалардың шамасы жарық қисықтарын үлгі жарық қисығымен сәйкестендіреді. Бұл үлгі, MLCS-тағы әртүрлі толқын ұзындықтарындағы бірнеше жарық қисықтарынан өзгеше, уақытта созылған (немесе қысқартылған) жалғыз жарық қисығы болып табылады. Осы созу коэффициентін пайдалану арқылы ең жоғары шамасын анықтауға болады. Ia типті суперноваларды пайдалану – ең дәл әдістердің бірі, әсіресе супернова жарылыстарын үлкен қашықтықтарда көруге болады (олардың жарқырауы олар орналасқан галактиканың жарқырауымен шамалас), Цефеидтік айнымалы жұлдыздарға қарағанда (500 есе алыс). Бұл әдісті жетілдіруге көп еңбек жұмсалды. Қазіргі кездегі қателік шамамен 5%-ға жуық, бұл 0,1 шамаға тең.

Қашықтықты анықтаудағы нобалар

Новаларды суперновалар сияқты галактикадан тыс қашықтықтарды анықтау үшін де пайдалануға болады. Нованың максималды шамасы мен оның көрінетін жарығының екі шамаға дейін төмендеу уақыты арасында тікелей байланыс бар. Бұл қатынас мынадай түрде көрсетіледі:

мұндағы – нованың шамасының уақыт бойынша туындысы, ол алғашқы 2 шамадағы төмендеудің орташа жылдамдығын сипаттайды. Новалар сөніп қалғаннан кейін, олар ең жарқын Цефеидтік айнымалы жұлдыздармен шамалас жарық береді, сондықтан осы екі әдістің де максималды қашықтығы шамамен бірдей: ~ 20 Мпк. Бұл әдістің қатесі шамамен ±0,4 шамасындағы белгісіздік тудырады.

Көмбелі шоғырдың жарықтылық функциясы

Алыстағы галактикалардан келген шарлы шоғырлардың (галактикалық галоларда орналасқан) жарқырауын Қыз шоғырымен салыстыру әдісіне сүйене отырып, шарлы шоғырдың жарқырау функциясы шамамен 20% (немесе 0,4 шама) қашықтық белгісіздігін қамтиды. АҚШ астрономы Уильям Альвин Баум алғаш рет шарлы шоғырларды алыстағы эллипстік галактикалардың қашықтығын өлшеу үшін пайдалануға тырысты. Ол А-Бейбике галактикасындағы ең жарқын шарлы шоғырларды Андромеда галактикасындағы шоғырлармен салыстырды, екі галактикадағы шоғырлардың жарқырауы бірдей деп есептеді. Андромедаға дейінгі қашықтықты білген Баум тікелей пропорционалдық қатынасты қолданып, А-Бейбике галактикасының қашықтығын бағалады. Баум тек бір шарлы шоғырды пайдаланды, бірақ жекелеген шоғырлар көбінесе нашар стандартты шамдар болып табылады. Канадалық астроном Рене Расин шарлы шоғырдың жарқырау функциясын (GCLF) қолдану жақсырақ жуықтауға мүмкіндік береді деп болжады. Шамасының функциясы ретінде шарлы шоғырлардың саны мына формуламен беріледі:

мұнда m0 – айналым шамасы, M0 – Қыз шоғырының шамасы, ал σ – дисперсия, шамамен 1,4 маг. Барлық шарлы шоғырлардың ғалам бойынша шамамен бірдей жарқырауы бар деп есептеледі. Барлық галактикаларға қолданылатын жалпы шарлы шоғырдың жарқырау функциясы жоқ.

Жер бетінің жарықтығының ауытқуы әдісі

Келесі әдіс галактикалардың ішкі, негізгі қасиеттерін қарастырады. Бұл әдістер, қателік пайызы әртүрлі болғанымен, 100 Мпк-ден жоғары қашықтықтарды бағалауға мүмкіндік береді, бірақ көбінесе жақын маңдайда қолданылады. Жер бетінің жарықтығының құбылуы (SBF) әдісі телескоптардағы ККД (CCD) камераларын пайдалануға негізделген. Галактиканың жарықтығы кеңістікте өзгеріп отыруына байланысты, камерадағы кейбір пиксельдер басқаларына қарағанда көбірек жұлдыздарды тіркеуі мүмкін. Қашықтық артқан сайын, кескін көбірек тегістеледі. Бұл талдау пикселдер арасындағы жарықтылықтың өзгеру шамасын анықтайды, ол галактиканың қашықтығымен тікелей байланысты.

Сигма-D қатынасы

Эллипстік галактикаларда қолданылатын Сигма D қатынасы (немесе Σ D қатынасы) галактиканың бұрыштық диаметрін (D) оның жылдамдық дисперсиясымен байланыстырады. Бұл әдісті түсіну үшін D нені білдіретінін дәл сипаттау маңызды. Бұл, әрі қарай нақтырақ айтқанда, галактиканың бұрыштық диаметрі 20.75 B шамасы/arcsec² жарықтылық деңгейіне дейін. Бұл жарықтылық галактиканың бізденгі нақты қашықтығына тәуелді емес. Керісінше, D галактиканың қашықтығына кері пропорционал, ол d арқылы белгіленеді. Осылайша, бұл қатынас стандартты шамдарды қолданбайды, ал D стандартты өлшеуіш құрал болып табылады. D және Σ арасындағы бұл қатынас:

мұнда C – галактикалар шоғына дейінгі қашықтыққа байланысты тұрақты шама. Бұл әдіс галактикалық қашықтықтарды есептеудің ең күшті әдістерінің біріне айналуға мүмкіндігі бар, тіпті Тулли-Фишер әдісінің мүмкіндіктерін де басып өтуі мүмкін. Дегенмен, бүгінгі күні эллипстік галактикалар Цефеидтер сияқты техникаларды қолдану арқылы осы әдісті калибрлеу үшін жеткілікті жарық емес. Оның орнына, калибрлеу үшін көбірек жуан әдістер қолданылады.

Бір-біріне ауыспалы және масштабталған

Басқа галактикаларға дейінгі қашықтықты анықтау үшін қашықтық көрсеткіштерінің тізбегі, яғни қашықтық сатысы қажет. Себебі, мұндай қашықтықта танылып, өлшенетін жұлдыздық нысандар соншалық сирек кездеседі, олардың жақын маңдағыларының саны аз немесе мүлдем жоқ. Сондықтан, көрсеткішті калибрлеу үшін сенімді тригонометриялық параллакспен өлшенген, жеткілікті жақын мысалдардың жетіспеушілігі туындайды. Мысалы, жақын спиральді галактикалар үшін ең жақсы көрсеткіштердің бірі – Цефеидтер айнымалы жұлдыздары, оларды тек параллакс арқылы қанағаттанарлықтай калибрлеу мүмкін емес. Бірақ, Гайя ғарыш миссиясы осы мәселені шешуге көмектесе алады. Жағдай одан әрі қиындатылады, әртүрлі жұлдыздық популяциялардың құрамында әдетте барлық типтегі жұлдыздар болмайды. Атап айтқанда, Цефеидтер – өмір сүру ұзақтығы қысқа, массивті жұлдыздар, сондықтан оларды жұлдыздардың жақында пайда болған жерлерінде ғана табуға болады. Сәйкесінше, эллипстік галактикаларда жұлдыздардың іріктеліп түзілуі көп бұрын тоқтағандықтан, оларда Цефеидтер кездеспейді. Оның орнына, ескі жұлдыздық популяцияда пайда болатын қашықтық көрсеткіштері (мысалы, жаңа жұлдыздар мен RR Lyrae айнымалылары) қолданылуы керек. RR Lyrae айнымалылары Цефеидтерге қарағанда әлсіз, ал жаңа жұлдыздардың пайда болуын болжау мүмкін емес. Сондықтан, мақсатты галактикадағы қашықтықты дұрыс бағалау үшін, оларды үнемі бақылау және сәттілік қажет. Себебі, ғарыштық қашықтық сатысының алыс сатылары жақын сатыларға тәуелді болғандықтан, алыстағы сатылардағы қателіктер (жүйелік және статистикалық) жақын сатылардағы қателіктердің әсерін қамтиды. Осы қателіктердің таралуының нәтижесінде, астрономиядағы қашықтықтар басқа ғылымдардағы өлшемдермен салыстырғанда сирек дәл анықталады, және алыс нысандар үшін дәлдік одан да нашарлайды. Тағы бір маңызды мәселе, әсіресе ең жарық стандартты шамдар үшін, олардың "стандарттылығы", яғни олардың нақты абсолюттік шамасының біртектілігі. Осы стандартты шамдардың кейбіреулері үшін біртектілік жұлдыздар мен галактикалардың пайда болуы мен эволюциясы туралы теорияларға негізделген, сондықтан осы аспектілерде де белгісіздіктер бар. Ең жарық қашықтық көрсеткіштері – Ia типіндегі супеновалар үшін бұл біртектілік нашар екені белгілі. Бірақ, басқа ешқандай нысандар класы мұндай үлкен қашықтықта анықталуға жеткілікті жарық емес, сондықтан олардың пайдалы болуына себеп – нақты баламаның болмауы. Хаббл заңының байқау нәтижесі, қашықтық пен галактиканың бізден алыстау жылдамдығы арасындағы пропорционалдық байланыс, көбінесе қызыл жылжу деп аталады, – ғарыштық қашықтық сатысының нәтижесі. Эдвин Хаббл әлсіз галактикалардың қызыл жылжуының көбірек екенін байқады. Хаббл тұрақтысының мәнін анықтау көптеген астрономдардың ондаған жылдық еңбегінің нәтижесі болды, олар галактикалардың қызыл жылжуын өлшеді және қашықтық сатысының сатыларын калибрледі. Хаббл заңы – квазарлар мен алыс галактикалардың қашықтығын бағалаудың негізгі құралы, оларда жеке қашықтық көрсеткіштерін көру мүмкін емес.

A succession of distance indicators, which is the distance ladder, is needed for determining distances to other galaxies. The reason is that objects bright enough to be recognized and measured at such distances are so rare that few or none are present nearby, so there are too few examples close enough with reliable trigonometric parallax to calibrate the indicator. For example, Cepheid variables, one of the best indicators for nearby spiral galaxies, cannot yet be satisfactorily calibrated by parallax alone, though the Gaia space mission can now weigh in on that specific problem. The situation is further complicated by the fact that different stellar populations generally do not have all types of stars in them. Cepheids in particular are massive stars, with short lifetimes, so they will only be found in places where stars have very recently been formed. Consequently, because elliptical galaxies usually have long ceased to have large scale star formation, they will not have Cepheids. Instead, distance indicators whose origins are in an older stellar population (like novae and RR Lyrae variables) must be used. RR Lyrae variables are less luminous than Cepheids, and novae are unpredictable and an intensive monitoring program—and luck during that program—is needed to gather enough novae in the target galaxy for a good distance estimate. Because the more distant steps of the cosmic distance ladder depend upon the nearer ones, the more distant steps include the effects of errors in the nearer steps, both systematic and statistical ones. The result of these propagating errors means that distances in astronomy are rarely known to the same level of precision as measurements in the other sciences, and that the precision necessarily is poorer for more distant types of object. Another concern, especially for the very brightest standard candles, is their "standardness": how homogeneous the objects are in their true absolute magnitude. For some of these different standard candles, the homogeneity is based on theories about the formation and evolution of stars and galaxies, and is thus also subject to uncertainties in those aspects. For the most luminous of distance indicators, the Type Ia supernovae, this homogeneity is known to be poor. However, no other class of object is bright enough to be detected at such large distances, so the class is useful simply because there is no real alternative. The observational result of Hubble's Law, the proportional relationship between distance and the speed with which a galaxy is moving away from us, usually referred to as redshift, is a product of the cosmic distance ladder. Edwin Hubble observed that fainter galaxies are more redshifted. Finding the value of the Hubble constant was the result of decades of work by many astronomers, both in amassing the measurements of galaxy redshifts and in calibrating the steps of the distance ladder. Hubble's Law is the primary means we have for estimating the distances of quasars and distant galaxies in which individual distance indicators cannot be seen.