Afstandsmåling i rummet – Niels Bohr Institutet - Københavns Universitet

Niels Bohr Institutet > Spørg om fysik > ? om Astrofysik > Afstandsmåling i rummet

25. april 2018

Afstandsmåling i rummet

Hej Spørg om Fysik
Jeg har spekuleret lidt over, hvordan man med sikkerhed kan sige, at til den og den stjerne eller galakse er der så mange lysår. Da man jo ikke kan bruge radar eller laser til at måle afstandene med må man vel bruge nogle trigonometriske metoder. Men jeg kan ikke helt forstå det. Er der nogen der kan kaste lys over sagen?

Hvordan kan man med sikkerhed sige at rummet udvider sig, jeg mener at nogle siger det er pg.a. ”rødforskydning”, hvad er rødforskydning og hvad har det med en udvidelse at gøre?

Jeg har hørt at universet er omkring 13.8 mia. år gammelt, hvordan kan man sige det så præcist, hvad menes med ”Big Bang” Hvis universet virkeligt var meget lille til at starte på hvordan var der så plads til alle galakserne og stjernerne?

Med venlig hilsen
DI

Historisk er der en række metoder til afstandsmåling til stjernerne. Den ældste brugte er Parallakse.

Paralakse (over 1/4 år) med 1 jordbaneradius afstand

Hvis man f.eks. skal måle afstanden til Mars, kan to observatorier på jorden, som begge kan se Mars, måle vinklen i forhold til en bestemt fjern stjerne samtidigt. Afstanden imellem de to kikkerter er så højst omkring 2x6400 km= 12800 km. Man kan så med lidt beregninger på de trekanter, der opstår, finde afstanden. Selv den nærmeste stjerne giver ingen i praksis målelig vinkelforskel ved den type målinger.

Man skal have kikkerterne meget længere fra hinanden, og det får man ved at foretage den type måling med ½ års forskel, afstanden imellem de punkter man måler fra, er så 2x jordbanens radius. Nu bliver afstanden imellem de to målepunkter altså ca. 300 000 000 km. Den nærmeste stjerne til solen kaldes alfa-Centauri, den er målt til at være 4.1*1013 km væk. Den vinkel man der måler efter ½ år er 0,751” (buesek.) = 0,751/3600 ͦ  = 2,1*10-4 grader. Man kan ikke måle afstande nøjagtigt ved denne metode meget længere væk end det.

Stjernerne er alt for langt væk til at måle med Radar eller Laser, denne metode har været anvendt på Månens afstand for LASER med nogen få cm nøjagtighed.

Lysstyrke og spektre til afstandsbedømmelse

Man kender temperatur, spektre etc. for en række stjernetyper ud fra parallaksemetoden. Når man anvender det, kan man se på en stjerne, bestemme typen og få en god ide om afstanden, ved at se på hvor kraftigt lyset er, samme type stjerne vil jo blive 4 gange svagere, når den er dobbelt så langt væk.

Afstandskvadratloven. Lyset som kommer igennemkvadratet ved r, fordeles på 4 kvadrater ved 2r

Ved større afstande bruger man ofte variable stjerner. Her kan man f.eks. bruge en bestemt kendt type supernova (som man kalder type 1a), dvs. en dværgstjerne kaldet en hvid dværg som eksploderer, fordi den er udbrændt. Sådanne hvide dværge har altid samme masse når de eksploderer, nemlig 1,4 solmasser. Derfor kan man ud fra Einsteins ligning: E=mc2, hvor E er energi, m er masse og c er lysets hastighed, udregne hvor meget energi der er i eksplosionen. Mængden af energi bestemmer hvor meget denne type supernova lyser, når man er midt under eksplosionen. Man måler så lyskurven for den pågældende supernova, og kan så beregne afstanden, da det igen benyttes at lyset bliver 4 gange svagere når afstanden fordobles. Metoden kan benyttes ud til meget store afstande. Visse supernovaer lyser når de lyser mest lige så meget som milliarder af stjerner i en galakse, så de kan bruges langt væk.

Krabbetågen som siden 1054 har bredt sig til alle sider med en hastighed som er målt til 1500 km/s

Andre typer af supernovaer kan også bruges meget præcist ved kortere afstande

Den eksploderede supernova der hedder Krabbetågen ses på billedet. Dens eksplosion blev observeret af Kineserne og Araberne i år 1054. Man kan på billedet se sprængstykkerne, som stadig spreder sig til alle sider, der er jo ikke rigtigt noget til at bremse dem. Man kan nu måle hvor langt væk stykkerne er kommet som funktion af tiden, man har fotos fra mere end 100 år. Dermed får man, hvor meget vinklen ændres. Så kan man måle dopplereffekten på stykkerne der kommer imod os (dopplereffekten er den effekt der gør at hornet fra et udrykningskøretøj lyder med en højere tone, når det kommer imod os og lavere når det kører væk). Man kan så se en forskydning af atomernes spektrallinjer, og dermed kan hastigheden af sprængskyen, der kommer imod os, bestemmes. Den er ca. 1500 km/s. Når man har de oplysninger kan afstanden bestemmes, den er ca. 6300 lysår fra os eller 6*1016 km.

Rødforskydning. De skarpe linjer langs begge kanter er fotograferet i laboratoriet. Spektret imellem dem er fotograferet i rummet. Pilen langs spektret viser disse linjers flytning. Det er altså direkte rødforskydningen der ses idet rødt ligger til højre på spektrene.

Andre metoder - Rødforskydning og dobbeltstjerner

Endeligt har man en række statistiske metoder for stjerner, der ligger nært ved hinanden, som kan hjælpe med at bestemme en afstand.

Der er et stort antal af de stjerner vi ser, der er binære, dvs. to stjerner som kredser om hinanden (f.eks. Sirius). Når man kan se begge stjerner og måle afstanden imellem dem, kan man beregne afstanden til dem med ca. 5% nøjagtighed.

Der findes en række andre variable stjerner, som kan bruges til afstandsbestemmelse, hvor man kender noget til lysstyrkerne, de kendteste er nok de, man kalder Cepheidevariable.

Endeligt er der en lang række specielle stjernetyper, hvor man kender deres lysstyrke, og så kan sammenligne med det målte.

Rødforskydningen er som nævnt ovenfor dopplereffekten af lyset. Når man ser på fjerne objekter, ser man, at de bevæger sig bort fra os med stigende fart, des længere væk de er. Se også: Rødforskydning >>

Hubbles lov

Edwin Powell Hubble (US, 1889 – 1953) opdagede at fjerne galakser bevægede sig bort far os, og fandt at de fik mere og mere rødforskydning, des længere væk de er, de fjerneste har rødforskydninger svarende til en stor brøkdel af lyshastigheden.

Regner man baglæns, og søger at se hvornår alle galakser var på 1 sted, får man de ca. 13,8 milliarder år, som antages at være universets alder. Det støttes af, at man kan måle mikrobølgebaggrunden i universet. Når universet ekspandere afkøles det, og man kan så regne sig frem til, at i dag skal temperaturen ude i rummet være 2,7 K., hvilket er, hvad man måler.

Hvordan kan vi vide, at universet er 13,8 milliarder gammelt?

Lige efter Big Bang og nogle 100 000 år mere, var det, der nu er universet, en stor uigennemsigtig sky af elementarpartikler elektroner osv. Senere gav tyngdekræfter anledning til, at der skabtes ujævnheder i denne sky, og ud af skyen dannedes først en række lette atomer, senere planeter, galakser osv., der skulle altså ikke være plads i skyen, men den skulle kun indeholde de partikler, der senere dannede stjerner galakser osv. Stjerner og galakser dannes stadig i dag, det kan observeres ude i rummet.

Billede af fjerne galakser. De tre firkantede udsnit er forstørret fra hovedbilledet i de markerede punkter og afstanden er indføjet

Hvad der var før Big bang, kan man have teorier om, men de er ikke eksperimentelt eftervist. Vores størrelse af rummet (det synlige univers) er ud til de afstande der svarer til 13,8 milliarder lysår. Hvad der er udenfor, kan der igen være teorier om, men de er ikke verificeret. Vi mener, at der er mørkt stof ude i rummet, endda meget. Man kan se tyngdeeffekterne af det, vi ved endnu ikke hvad mørkt stof er. Det forskes der bl.a. i på Niels Bohr Institutet.

Her er en af vore nærmeste nabogalakser Andromeda. Den er lidt større end mælkevejen men har samme struktur. Mælkevejen og Andromeda vil støde sammen engang ude i fremtiden - se f.eks. spørgsmålet Hvad sker der når galakser støder sammen >>

Med venlig hilsen
Malte Olsen