Avståndsmätning inom astronomi

Från Wikipedia
Hoppa till navigering Hoppa till sök

Förmågan att göra Avståndsmätning inom astronomi har väsentligt ökat vår kunskap om universum. Utvecklingen har till stor del skett under 1900-talet och olika metoder har utvecklats.

Parallaxmetoden

Spektroskopisk parallax[redigera | redigera wikitext]

En stjärnas spektraltyp och luminositetsklass kombinerad med information från HR-diagrammet ger astronomerna en möjlighet att uppskatta avståndet till en stjärna. Metoden kallas spektroskopisk parallax. Metoden har dålig noggrannhet men kan användas på avstånd upp till 10kpc. Namnet är missvisande eftersom någon parallax inte uppmäts. Parallaxmätningen ersätts av en Spektroskopisk registrering.

Inversa kvadratmetoden[redigera | redigera wikitext]

För att nå ännu längre ut i rymden använder astronomerna en metod som man kan kallas inversa kvadratmetoden, vilken innebär att ljusstyrkan avtar med kvadraten på avståndet. Man söker efter s.k. standardobjekt t.ex. en stjärna vars luminositet (absoluta magnitud) man känner. Genom att mäta den skenbara ljusstyrkan och tillämpa lagen ovan erhåller man ett värde på avståndet. Svårigheten med metoden är att finna lämpliga standardobjekt.

Hubble-diagram[redigera | redigera wikitext]

Hubble tillämpade inversa kvadratmetoden på en typ av stjärnor, som kallas Cepheidvariabel. Dessa stjärnors luminositet varierar periodiskt med tiden och genom att rita ett diagram över stjärnans skenbara ljusstyrka som funktion av tiden får man upplysning om såväl perioden (dagar) som den skenbara medelljusstyrkan. Ur ett diagram (luminositet - period) kan astronomen bestämma Cephidens luminositet och beräkna avståndet enligt ovan. Hubble visade således att Andromedanebulosan (Andromedagalaxen) låg långt utanför vår egen galax Vintergatan.

Edvin Hubble och Milton Humason, vilka arbetade med 2,5- metersteleskopet på Mount Wilson, bestämde avståndet till ett flertal galaxer enligt metoden ovan. Men de gjorde också en annan iakttagelse nämligen att de flesta galaxerna visade rödförskjutning.Ju mer avlägsen galaxen var desto större var rödförskjutningen. Hubble använde rödförskjutningen för att med hjälp av Dopplereffekten bestämma galaxernas hastighet. Genom att avsätta hastigheten som funktion av avståndet i ett diagram fann han att punkterna låg på en nästan en rät linje. År 1929 publicerade han sin upptäckt, som kallas Hubbles lag.

Hubble-diagram



är en konstant som kallas Hubble-konstanten, är avståndet till galaxen och är hastigheten.

Värdet på Hubbles konstant är något osäkert. Det beror på vilken metod man använder för att bestämma avståndet d till galaxen. Olika metoder ger olika värden. På senare tid har man använt Hubble-teleskopet för att observera cepheidvariabler med en enastående precision på så stort avstånd som 30Mpc. Dessa och andra observationer ger ett värde på Hubbles konstant på 73 km/s/Mpc och osäkerheten är mindre än 10%.

Värdet på Hubbles konstant är ett av de viktigaste talen i hela astronomin. Det anger universums expansionshastighet och hjälper astronomerna att bestämma universums ålder. Vidare kan man använda Hubbles lag "baklänges" för att bestämma avståndet till mycket avlägsna galaxer om man känner till rödförskjutningen.

Hubble-diagram skall inte förväxlas med Hubbles serie som även kallas Hubbles stämgaffeldiagram, som behandlar galaxers utveckling.

Se även[redigera | redigera wikitext]

Referenser[redigera | redigera wikitext]

  • Roger A. Freedman, William J. Kaufmann (2008). Universe. W. H. Freemann and Company. ISBN 0-7167-8584-6