Avståndsbedömning

Avståndsstegen

Ett av de svåraste problemen inom astronomin är hur man ska beräkna avstånd till olika objekt i universum. Det är samtidigt mycket viktigt att man löser detta problem tillfredsställande, eftersom många teorier hänger på att man vet de ungefärliga avstånden till objekt. Man använder sig av en sorts "avståndsstege," i vilken man utgår från avstånden till de närmaste stjärnorna. Dessa avstånd kan mätas ganska noggrant med hjälp av deras parallaxer (man ser hur mycket stjärnan förflyttar sig på himlen relativt bakgrundsstjärnor, då jorden kretsar kring solen). Säkra teorier för närbelägna stjärnor kan så utvecklas och man kan säga vilka luminositeter (hur mycket energi de utstrålar) de har.

Nästa steg är att studera stjärnhopar, framför allt klotformiga sådana eftersom de är stora och luminösa och alltså syns från stora avstånd. Man letar efter stjärnor i hoparna som liknar våra närbelägna stjärnor, och då man känner stjärnornas luminositeter kan man beräkna avstånden till stjärnhoparna eftersom man vet att ljusintensiteten avtar med kvadraten på avståndet. När man bestämt avståndet till en stjärnhop letar man efter andra, mycket starkare stjärnor i hopen, t.ex. cepheider. De stjärnorna är så starka att de syns från andra galaxer och dessutom har de ganska väldefinierade luminositeter, så nu kan man också bestämma avstånden till i alla fall de 30 närmaste galaxerna. På grund av deras funktion som avståndsbestämmare kallas cepheider för standardljus. Andra standardljus är supernovor, som lyser ännu starkare. Med hjälp av den starkaste sortens supernovor, Typ 1a supernovor, kan man bestämma avstånd till galaxer på upp till 650 miljoner ljusår härifrån. Det var alltså det tredje steget i avståndsstegen.

I det fjärde steget bestämmer man avståndet till galaxhopar genom att ta ett medelvärde av t.ex. de fem ljusaste galaxerna i hopen. Denna metod grundar sig på att galaxhopar har en viss "ljuskurva," d.v.s. ett visst antal av medlemsgalaxerna har en viss ljusstyrka. Det ger en ganska osäker bedömning av avståndet, men i brist på bättre metoder är det en relativt god uppskattning.

Detta är Andromedagalaxen, en av våra närmaste galaxer. Med ett bra teleskop kan man lätt urskilja enstaka stjärnor och stjärnansamlingar. Den ligger 2 miljoner ljusår bort och t.ex. cepheider syns bra på det avståndet.

Tre nya metoder

De senaste decennierna har dock tre nya metoder för avståndsbestämning utvecklats, som ger en något bättre uppskattning än de traditionella metoderna som nämnts ovan. Noggrannheten är ungefär 10 %.

Den första metoden använder sig av att förhållandet mellan massa och luminositet är samma för alla spiralgalaxer (ett mystiskt faktum med tanke på att, som nämnts tidigare, bara en bråkdel av materian i en galax utstrålar ljus). Man kan bestämma en galax massa genom att studera den Dopplerförskjutning i spektrum som galaxens rotation ger upphov till. Rotationshastigheten och massan är nämligen intimt förknippade. Om man vet förhållandet mellan massa och luminositet för en närbelägen spiralgalax samt massan för en avlägsen galax, då kan man beräkna luminositeten för den avlägsna galaxen. Och eftersom vi kan se hur starkt den lyser i våra ögon är det en enkel match att beräkna avståndet med vetskap om hur ljuset avtar med avståndet.

Den andra metoden går ut på att studera planetariska nebulosor. Fördelningen av luminositeter för dessa objekt är samma för alla galaxer, så genom att avsätta antalet sådana nebulosor mot luminositet i ett diagram kan man bedöma hur långt bort deras värdgalax befinner sig. Återigen tillämpar man här lagen om ljusets avtagande med kvadraten på avståndet.

Den tredje metoden utnyttjar det faktum att upplösningen i bilder vi tar av astronomiska objekt inte är perfekt. Ju längre bort objektet befinner sig desto luddigare blir detaljer i bilden. I det här fallet studerar man elliptiska galaxer, eftersom de innehåller mycket litet gas och stoft så att man kan vara säker på att luddigheten i bilderna bara beror på det stora avståndet och inte på stoft och sådant. Om en galax ligger nära ser den ganska "bucklig" ut på grund av att stjärnorna i utkanten är relativt väl upplösta. Om galaxen ligger långt bort ser den mera jämn ut i kanten för att enstaka stjärnor flyter in i varandra på bilden. Med kännedom om kvalitén hos instrumentet kan man då avgöra hur långt bort den elliptiska galaxen befinner sig.

Hubbles lag är också ett användbart verktyg. Lagen innebär att en galax avstånd från jorden är direkt proportionell mot dess hastighet bort ifrån oss. Rödförskjutningen i en galax spektrum visar hur fort den färdas och så kan man beräkna dess avstånd med hjälp av proportionalitetskonstanten, Hubbles konstant. Problemet här är bara att man inte vet värdet på denna konstant speciellt noga. Man vet dock att den ligger mellan 69 och 90 km/s per megaparsec (1 parsec = 3.26 ljusår) och nyligen har observationer gjorts av spiralgalaxen M100 i Virgohopen, med Hubble-teleskopet, som bestämmer galaxens avstånd mycket noggrant. Om man matchar detta avstånd mot Hubbles lag får man att Hubbles konstant är 80 km/s per megaparsec.