Handlinger tilknyttet webside

Afstande mellem galaksehobe

galaksehobe_3Galaksehobe er heller ikke tilfældigt fordelt, men klumper sig sammen i superhobe. Vores lokale hob er således medlem af Virgo superhoben. Galakserne på figuren har en rødforskydning på op til z = 0,04. Det svarer til en radialhastighed på 12 000 km/s. Hvis man bruger Hubbles lov giver det en maksimal afstand på 650 millioner lysår.

Afstandsbestemmelse til galakser med cepheidemetoden

En vigtig ting i kosmologien (og hele astronomien) er at bestemme afstande til andre galakser eller galaksehobe. Hubble brugte i sin tid cepheide-metoden som tidligere nævnt. På større afstande må man bruge andre metoder. Cepheider er særligt lysstærke stjerner, som man derfor kan se over store afstande, og som desuden varierer i lysudsendelse. Henrietta Leavitt fandt ud af, at hvis to cepheider har samme variation, dvs. samme periode, vil de også have samme gennemsnitlige lysudsendelse. Cepheider med længere perioder har større lysudsendelse end cepheider med kortere periode. Der er en lineær sammenhæng mellem de to størrelser.

Da lysstyrken aftager med kvadratet på afstanden, kan en sammenligning af lysstyrker, bruges til at bestemme afstande. Har man derfor to cepheider med samme periode og samme lysstyrke på himlen, så er de lige langt væk. Hvis to cepheider har samme periode, men den ene er 100 gange så svag som den anden, så er det fordi den er 10 gange så langt væk. Cepheidemetoden kan bruges på afstande ud til omkring 50 millioner lysår med Hubble Space Teleskopet.

Edwin Hubble bestemte afstande til mange galakser i løbet af 1920'erne, og han spekulerede på, hvorledes det kunne hænge sammen med galaksernes bevægelse. Men hvordan kan man egentlig måle galaksernes bevægelse? For at forstå dette starter vi med Dopplereffekten.

Dopplereffekt og rødforskydning

Denne effekt kendes fra alle typer bølger som f.eks. vand, lyd og lys. Effekten optræder, når kilden til bølgen bevæger sig i forhold til den, der iagttager bølgen.

 
Hvis kilden bevæger sig hen imod iagttageren vil bølgelængden set fra iagttageren blive mindre og dermed frekvensen større. Bevæger kilden sig derimod væk, vil bælgelængden set fra iagttageren blive større og frekvensen mindre. Man kan f.eks høre dopplereffekten ved en ambulance. På vej hen imod en lyder tonen højere end den gør, når ambulancen er på vej væk fra en.

For lys fra en galakse eller stjerne, vil bølgelængden af lyset ligeledes blive større, når stjernen eller galaksen bevæger sig væk fra os. Det kaldes rødforskydning, da lysets farve rykker i retning mod den røde del af spektret. Omvendt taler man om blåforskydning, når galaksen bevæger sig hen imod os, da bølgelængden bliver mindre, altså en forskydning mod den blå del af spektret.

For at kunne måle rødforskydningen præcist, måler man på absorptionslinier i spektret fra galaksen, det kan f.eks. være linier fra natrium og calcium. Disses liniers beliggenhed kender man fra laboratoriet. Denne bølgelængde kaldes lambda0 og den observerede bølgelængde kaldes lambda. Så defineres rødforskydningen, z, som

z = (λ - λ0) / λ0

Ud fra rødforskydningen kan man få galaksens hastighed, v, ved v = z·c, hvor c er lysets hastighed i vacuum. (denne formel gælder kun for ikke-relativistiske tilfælde). Den hastighed, man således bestemmer ud fra rødforskydningen, kaldes radialhastigheden. Den fortæller kun noget om galaksens hastighed langs synsretningen, altså galaksen bevægelse hen mod os eller væk fra os. Radialhastigheden er ikke den 'absolutte' hastighed af galaksen.