Problem Penentuan Jarak Ekstragalaksi

Memasuki abad ke-20, salah satu problem terpenting dalam astronomi adalah  penentuan skala Bima Sakti kita dan apakah  galaksi-galaksi lain (saat itu masih disebut  nebula dan disamakan dengan awan-awan gas lain) merupakan bagian dari Bima Sakti kita  atau merupakan sebuah aglomerasi bintang-bintang yang identik dengan Bima Sakti, sebuah  “pulau kosmik” atau  island universe sebagaimana telah dibayangkan oleh Thomas Wright  dan Immanuel Kant secara terpisah. Pertanyaan kedua akan mudah dijawab apabila kita  dapat mengetahui besarnya Galaksi Bima Sakti dan juga jarak menuju nebula-nebula  tersebut. Problem penentuan jarak menuju  nebula-nebula inilah yang kemudian menjadi  studi sendiri yang disebut problem penentuan  jarak ekstragalaksi. Setelah disadari bahwa  Bima Sakti adalah sebuah kumpulan bintang  yang membentuk sebuah sistem bernama  galaksi dan bahwa nebula-nebula lain yang jaraknya luar biasa jauh itu juga merupakan  sebuah galaksi tersendiri, melalui sebuah perdebatan yang panjang terutama antara Harlow  Shapley dan Heber Curtis—yang kemudian disebut sebagai  The Great Debate, maka studi  galaksi untuk memahami proses fisika yang berlangsung dalam sistem bintang ini pun  menemukan kemapanannya. 

Selanjutnya, pada tahun 1929, Edwin Powell Hubble menunjukkan, melalui observasi pergeseran merah  (redshift) galaksi-galaksi yang jauh,  bahwa galaksi-galaksi bergerak menjauhi kita dan memberikan bukti tak terbantahkan  bahwa alam semesta mengembang. Laju pengembangan alam semesta ini berhubungan  secara proporsional terhadap radius alam  semesta dan konstanta yang kemudian disebut  Konstanta Hubble. Konstanta ini memegang peranan penting dalam kosmologi karena tidak  hanya memberitahu kita laju pengembangan alam semesta tetapi juga kerapatan alam 2 semesta, besarnya percepatan (atau perlambatan) pengembangan alam semesta, usia alam  semesta, dan radius alam semesta teramati. Penentuan Konstanta Hubble yang akurat  membawa permasalahan tersendiri. Kecepatan  resesi galaksi dapat diperoleh dengan  mudah, namun penentuan jarak menjadi problem tersendiri karena semakin jauh objek  semakin sulit jaraknya dapat ditentukan dengan akurat. 

Problem penentuan jarak ekstragalaksi menjadi penting dalam studi fisika galaksi  karena informasi jarak yang akurat terhadap objek-objek ekstragalaksi tidak hanya  memungkinkan kita, pada hal yang paling dasar, menghitung kecerlangan sejati atau  luminositas dari objek tersebut dan mencoba  memperoleh properti  mendasar dari objekobjek jauh tersebut: bagaimana mekanisme  produksi energinya, tetapi juga dapat menentukan besarnya Konstanta Hubble dengan lebih akurat. Berbagai cara pun  dikembangkan untuk menentukan jarak ekstragalaksi yang lebih teliti.  Prinsip penentuan jarak ekstragalaksi sama sekali berbeda dengan penentuan objekobjek di dalam galaksi kita. Metode tradisional dalam astronomi, paralaks trigonometri,  tidak dapat digunakan karena sudut paralaks  yang dihasilkan dari objek-objek tersebut  sangat kecil dan tak terukur. Sebagai ilustrasi, galaksi Awan Magellan Besar yang berjarak  50 kpc dari galaksi kita, akan memiliki sudut paralaks sebesar 2×10-5 detik busur, sebuah sudut luar biasa kecil yang belum bisa diukur oleh instrumen pengukur sudut manapun. 

Metode paralaks spektroskopi atau metode  main sequence fitting, yang mengasumsikan  bahwa bintang dengan kelas  spektrum dan kelas luminositas yang sama akan memiliki  magnitudo mutlak yang sama, tak dapat dilakukan karena bintang pada galaksi luar terlalu  jauh sehingga tidak dapat diresolusikan menjadi bintang individual yang dapat ditentukan  kelas spektrumnya.  Masalah ini didekati dengan menggunakan lilin standar (standard candle), yaitu dengan  mengasumsikan bahwa sebuah objek atau properti objek yang digunakan sebagai standar  pengukuran akan memiliki sifat dan keberlakuan yang sama di manapun di jagat raya ini  (Liddle, 2003). Dengan kata lain, alam semesta bersifat isotropis dan homogen, sehingga  hukum-hukum fisika di manapun berlaku  serba sama dan dengan demikian dapat  dibandingkan satu sama lain dengan gejala fisika di Galaksi kita (Sérsic, 1982). Lilin standar  yang sudah dipahami dengan baik dapat menjadi indikator utama yang didefinisikan oleh  Sérsic (1982) sebagai metode penentuan jarak yang dapat dikalibrasi di dalam Galaksi kita  melalui metode-metode geometri. Dengan indikator utama ini, jarak menuju galaksi di  sekitar Bima Sakti  (Local Group) dan beberapa dari  group terdekat dapat ditentukan.  Kelemahan dari indikator utama adalah terbatasnya rentang jarak yang masih ditentukan 3 dengan akurasi tinggi, sehingga dibutuhkan indikator sekunder dan tersier yang dikalibrasi  dengan galaksi lokal yang jaraknya ditentukan melalui indikator utama. Indikator sekunder  dan tersier dapat menjangkau jarak yang lebih jauh namun akurasinya lebih rendah daripada indikator utama.