I 1920’erne, studerede Hubble og hans kollegaer egenskaberne for en stor samling af galakser. Vesto Slipher (1875-1969), en af Hubbles kollegaer, målte spektrums for disse galakser ved Lowell Observatory i Flagstaff i Arizona. Sliphers galaksespektrums, lignede spektrums af samlinger af stjerner med en smule glødende interstellar gas iblandet. Men han var overrasket over at finde ud af, at emissionerne og absorptionslinjerne i galaksernes spektrums, sjældent blev observeret ved de samme bølgelængder som spektrums observeret fra stjernerne i Mælkevejen. Linjerne var næsten altid flyttet til længere bølgelængder (se figur 18.4).
Slipher karakteriserede de fleste af de observerede forskydninger i galaksernes spektrums som rødforskydninger, fordi lyset fra disse galakser forskydes til længere, eller rødere, bølgelængder. Husk fra kapitel 4, at Dopplerforskydningen bevirker, at observerede bølgelængder fra objekter der bevæger sig væk, forskydes mod den røde ende af spektrummet. Den bølgelængde, hvor en linje observeres for et objekt der er stationært i forhold til observatøren, kaldes hvilebølgelængden for linjen, skrevet som λhvile (hvis de fremstillede et spektrum fra en gas i et laboratorium, ville spektrallinjerne ligge på hvilebølgelængden). Rødforskydningen for en galakse, kaldet z, er forskellen mellem den observerede bølgelængde (λobs) og hvilebølgelængden, divideret med hvilebølgelængden:
Hubble tolkede Sliphers rødforskydninger som Dopplerforskydninger, og han konkluderede, at næste alle galakser i universet bevæger sig væk fra Mælkevejen. Da han samlede disse målinger af galakse-recessionshastigheder, men sine egne estimater af afstandene til disse galakser, gjorde Hubble en af de største opdagelser i astronomiens historie. Han fandt ud af, at fjerne gaslakser bevæger sig væk fra Jorden hurtigere end nærliggende galakser. Specifikt er den hastighed hvormed en galakse bevæger sig væk fra observatøren med, proportional men afstanden til denne galakse. Dette forhold mellem afstand og recessionshastighed, er blevet kendt som Hubbles lov.
Hubbles lov siger, at en galakse 30 megaparsec (30 Mpc) væk, bevæger sig væk dobbelt så hurtigt som en galakse der er 15 Mpc væk (en megaparsec er 3,26 millioner lysår). H0 er proportionalitetskonstanten mellem afstanden og hastigheden, og den kaldes Hubble-konstanten. Denne konstant, er et af de vigtigste tal i kosmologien, og mange astronomiske karrierer har været dedikeret til præcist, at bestemme dens værdi. Ved hjælp af denne konstant, er Hubbles lov opstillet på denne måde: vr = H0 ∙ dG, hvor dG er afstanden til galaksen og vr er galaksens recessionshastighed (se Matematiske Værktøjer 18.1).
Alle observatører ser den samme Hubble-udvidelse
Hubbles lov er en bemærkelsesværdig observation om universet, som har vidtrækkende konsekvenser. For det første, hjælper Hubbles lov astronomerne med at undersøge om universet er homogent og isotropisk. Når de observerer en galakser i en retning på himlen finder de, at disse galakser adlyder den samme Hubble-lov, som galakser observeret i alle andre retninger på himlen gør. Selv om Hubbles lov bekræfter forudsigelsen om, at Jordens udsyn til universet er isotropisk, lader loven til ved første øjekast, at modsætte sig det kosmologiske princips forudsigelse om, at universet er homogent. Hubbles lov kan synes at antyde, at Jorden befinder sig på en meget speciel plads – i centrum af en enorm udvidelse, hvor alt andet i universet bevæger sig bort fra. Dette første indtryk er imidlertid forkert. Hubbles lov siger faktisk, at Jorden ligger i et ensartet og udvidende univers, og at udvidelsen ser ens ud, uanset hvor observatøren befinder sig. For at hjælpe med at visualisere dette, vender vi os nu mod en model som du selv kan bygge, med de materialer du sandsynligvis har til rådighed på dit skrivebord.
Figur 18.5 viser en lang elastik med papirclips fastgjort langs elastikkens længdeakse. Hvis du strækker elastikken, kommer papirclipsene som symboliserer galakser i et ekspanderende univers, længere og længere fra hinanden. For at få en fornemmelse af, hvordan denne ekspansion ville se ud tæt på, så forestil dig en myre der sidder på og bevæger sig med clips A. Når elastikken strækkes, vil du bemærke, at alle papirclips bevæger sig væk fra dig. Clips B, den nærmeste, bevæger sig væk langsomt. Clips C, der ligger dobbelt så langt fra dig som clips B, bevæger sig væk dobbelt så hurtigt som B. Clips E, som er placeret fire gange så langt fra dig som clips B, bevæger sig væk fire gange så hurtigt som clips B. Fra dit perspektiv, som en myre på clips A, bevæger alle de andre papirclips på elastikken sig med en hastighed, der er i forhold til deres afstand. Papirclipsene placeret langs med elastikken overholder en Hubble-lignende lov.
Hovedindsigten til analogien kommer, når du indser, at der ikke er noget særligt ved papirclips A. Hvis du bevægede dig med clips E, ville clips D være den, der bevæger sig langsomt væk, og clips A den der bevæger sig væk fire gange så hurtigt som clips D. For en myre på en hvilken som helst clips på elastikken, er den hastighed hvormed de øvrige clips flytter sig væk, proportional med deres afstand. Elastikken er homogen som universet. Den samme Hubble-lignende lov gælder, uanset hvor myren befinder sig.
Observationen af, at nærliggende papirclips bevæger sig langsommere væk, og fjerne papirclips bevæger sig hurtigere væk, siger ikke noget om, at den papirclips der er valgt som observationspunkt, befinder sig i centrum for noget. I stedet siger det noget om, at elastikken strækkes ensartet, langs dens længde. På samme måde, betyder Hubbles lov for galakser, at Mælkevejen ikke er centrum i et ekspanderende univers. Hubbles lov betyder, at universet udvider sig ensartet. Enhver observatør i en hvilken som helst galakse, ser nærliggende galakser bevæge sig langsomt væk, og fjernere galakser bevæge sig hurtigere væk. Universets udvidelse er homogen.
Den eneste undtagelse til denne regel, er det tilfælde hvor galakser er tæt på hinanden, i hvilket tilfælde tyngdetiltrækningen dominerer over udvidelsen af universet. For eksempel, bliver Andromedagalaksen og Mælkevejen, trukket mod hinanden af tyngdekraften. Andromedagalaksen nærmer sig Mælkevejen med omkring 110 km/s, så lyset fra Andromedagalaksen er blåforskudt, ikke rødforskudt. Det faktum, at tyngdekraft eller elektromagnetiske kræfter kan overvinde udvidelsen af universet, forklarer også, hvorfor Solsystemet ikke udvider sig, og hvorfor du heller ikke gør.
Astronomer fremstiller en afstandsstige til måling af Hubbles konstant
Hubbles lov indikerer, at universet ekspanderer. Men for at kende den aktuelle ekspansions-hastighed, har astronomer brug for en god værdi for Hubbles konstant, H0. For at få denne værdi kræver det, at man kender både recessionshastigheden for og afstanden til et stort antal galakser, herunder galakser der er meget langt væk. Når disse hastigheder og afstande tegnes som en graf mod hinanden, er H0 hældningen af den resulterende kurve. Med et stort nok teleskop, er det nemt at måle galaksernes rødforskydning; imidlertid er det meget sværere at måle de faktiske afstande til galakserne.
Vanskeligheden ved at bestemme Hubbles konstant kommer af, at astronomer ikke kun skal måle afstanden til nære galakser, men også afstanden til galakser der ligger meget langt væk. For at forstå vanskelighederne, så tænk over vandets bevægelse i en flod. Alt vandet flyder med strømmen, men selv meget ensartede og stabile floder, har hvirvler og tværstrømme, som forstyrrer den ensartede strømning af floden. For at kunne få et godt overblik over flodens strømning, skal man iagttage en stor del af floden, ikke kun bevægelserne af et enkelt blad eller to, der driver med strømmen.
Tilsvarende er der hvirvler og tværstrømme i bevægelsen for galakserne der udgør universet. Den generelle bevægelse for galakser, som er i overensstemmelse med Hubbles lov, benævnes ofte som Hubble flow. Afvigelser fra et jævnt Hubble flow, kaldet særegne hastigheder, skyldes tyngdetiltrækningseffekter der forårsager, at galakser falder mod deres naboer, eller mod store massekoncentrationer spredt over hele universet. Hvis astronomerne kun så på nærliggende galakser, ville deres bevægelser ifølge Hubbles lov være små; I stedet, er den største del af den hastighed de observerer, på grund af deres særegne hastigheder. For at måle selve Hubble flowet for at opnå en pålidelig værdig for H0, skal astronomerne studere galakser der er fjerne nok til, at størstedelen af deres bevægelse kommer fra ekspansion, eller Hubble flowet, og relativt lidt af deres observerede bevægelse, kommer fra deres særegne hastigheder eller tyngdekraften. Særegne hastigheder i universet, er typisk et par hundrede kilometer i sekundet, så for at bestemme H0, skal astronomer nøjagtigt, måle afstanden til galakser der er længere væk end 50 Mpc, og med en rødforskydning der er større end 0,01.
Afstande til fjerne objekter måles i en række trin, kaldet afstandsstigen, som handler om afstande på forskellige overlappende skalaer, og hvor hver metode bygger på den foregående (se figur 18.6). Inden for Solsystemet, findes afstande ved hjælp af radar fra rumsonder. Når afstanden til Solen er kendt, bruger astronomerne trigonometrisk parallakse (forklaret i kapitel 12), til at måle afstanden til nærliggende stjerner, og opbygger derved H-R diagrammet. Til fjernere stjerner, bruger astronomerne spektral- og lysstyrkeklassifikation af en stjerne, for at bestemme dens position på H-R diagrammet. Denne position afslører en stjernes lysstyrke, som igen gør det muligt for astronomerne at estimere afstanden til stjernen, ved at sammenligne dens tilsyneladende lysstyrke med dens absolutte lysstyrke, genne spektroskopisk parallakse.
Længere ude, måler astronomerne afstande til relativt nærliggende galakser, ved hjælp fra standardlyskilder (denne betegnelse er lånt fra en gammel enhed for lysintensitet, der var baseret på faktiske stearinlys). Standardlyskilder, er objekter som har en kendt lysstyrke, normalt fordi de er blevet observeret i Mælkevejen. Objekterne skal også være lysstærke nok til, at de er observérbare og genkendelige i de fjerne galakser. Astronomerne antager, at lysstyrken af hvert objekt er den samme, som for en lignende type objekt i Mælkevejen, og så sammenligne den absolutte lysstyrke med den tilsyneladende lysstyrke af standardlyskilden. Nogle eksempler på objekter som kan anvendes som standardlyskilder, er hovedseriens O-stjerner, kuglehobe, planetariske tåger, novaer, variable stjerner som RR Lyrae og Cepheider, samt supernovaer.
For eksempel, laver Hubble Space Telescope observationer af Cepheid-variable stjerner, der gør det muligt for astronomer, at måle afstanden nøjagtigt til galakser så langt væk som 30 Mpc. Selv denne afstand, er ikke langt nok væk til, at kunne bestemme en endelig værdi for Hubbles konstant, men inden for dette volumen af universet, er der mange galakser der kan studeres, for en endnu kraftigere indikator for afstanden. Blandt de bedste af disse, er type Ia supernovaer.
Husk fra kapitel 15, at type Ia supernovaer kan forekomme, når gas strømmer fr en udviklet stjerne over på en hvid dværg ledsager i et dobbeltstjernesystem, så den hvide dværg nærmer sig Chandrasekhar-grænsen for massen på et elektrondegenereret objekt. Når dette sker, begynder den hvide dværg at forbrænde carbon, og eksploderer derefter som en type Ia supernova. Disse type Ia supernovaer, fremkommer fra hvide dværge med samme masse, så astronomerne forventer, at alle eksplosioner har samme lysstyrke, med en hvis kalibreringsmæssig justering for den hastighed, hvormed lysstyrken falder efter den har toppet. En alternativ mulighed er, at begge stjerner er hvide dværge, som fusionerer og eksploderer. I det tilfælde, kan der være en masseforskel i forhold til supernovaen de to hvide dværge eksploderer i, hvilket kan betyde en forskel i lysstyrken (fordi forskellige type Ia supernovaer kan have forskellig oprindelse, kaldes de somme tider for ”standardiserbare lys”). For at teste forudsigelsen omkring, at alle har samme lysstyrke, observerer astronomer type Ia supernovaer i galakser med afstande bestemt med andre metoder, som for eksempel måling af lyskurver fra Cepheid-variable stjerner. Med en maksimumlysstyrke, der overstiger Solens med en milliard gange (se figur 18.7), kan type Ia supernovaer ses og måles, med moderne teleskoper ved meget store rødforskydninger (se Matematiske Værktøjer 18.2).
Figur 18.8, indtegner de målte recessionshastigheder for galakser, op mod deres målte afstande. Fordi hastigheden og afstanden er proportionale med hinanden, ligger punkterne langs en linje på grafen, svarende til proportionalitetskonstanten, H0. Bemærk, hvor godt data passer op langs linjen. Denne stærke korrelation indikerer, at universet følger Hubbles lov. Hubbles oprindelige værdi, var 8 gange for stor, hvilket første til uoverensstemmelser, men problemet blev løst, da astronomerne blev klar over, at der er to typer af Cepheid-variable stjerner, der har lidt forskellig periode-lysstyrkeforhold. I dag, har astronomer målt Hubbles konstant med flere forskellige metoder, ved hjælp af observationer fra WMPA, Hubble Space Telescope og Spitzer rumobservatorierne. Disse målinger giver en værdi på 70-74 km/s/Mpc. Værdien forventes at blive yderligere raffineret i de kommende år. I denne tekst, bruger vi værdien 70 km/s/Mpc for enkelthedens skyld.
Hubbles lov, kortlægger universet i rum og tid
Hubbles lov, giver astronomerne et praktisk værktøj til måling af afstande til fjerne objekter. Når de kender værdien af H0, kan de brude en simpel måling af galaksens rødforskydning, til at finde afstanden til den. Med andre ord, når H0 er kendt, gør Hubbles lov den engang vanskelige opgave med at måle afstande i universet relativ let, hvilket giver astronomerne et værktøj til at kortlægge det observerbare univers’ struktur. Dette kan virke som en logisk umulighed, fordi de anvender rødforskydning og afstande, til at finde H0 og derefter bruger H0 for at finde afstande. Men astronomer finder H0 fra et sæt af galakser, og anvender herefter den værdi, til at finde afstanden til et andet, fjernere sæt af galakser (se Matematiske Værktøjer 18.1).
Da afstandene til galakserne er så store, er galakser placeret i tid, så vel som i rum. Lyset rejser med en enorm, men endelig hastighed. Husk fra kapitel 1, at når du ser på Solen, ser du den som den så ud for 81/3 minutter siden. Når man kigger på Alpha Centauri, det nærmeste stjernesystem ud over Solen, ser man det som det så ud for 4,3 år siden. Hvis man ser på et billede af midten af Mælkevejen, er det lys du ser, 27.000 år gammelt. Derfor er udseendet af et fjernt objekt, lig med som det så ud på den tid det har taget lyset fra det, at nå ned til vores teleskoper. Som astronomerne kigger længere ud i universet, således bliver tiden de ser tilbage også længere og længere. Afstanden til en galakse, hvis rødforskydning, z = 0,1, er 1,4 milliarder lysår (forudsat at H0 = 70 km/s/Mpc), så vi ser denne galakse som den så ud for 1,4 milliarder år siden. Tiden som astronomerne kigger tilbage, når de iagttager de fjerneste galakser observeret, hvor z = 10, er 13,2 milliarder år. Som astronomerne observerer objekter med større og større rødforskydninger, se de stadigt yngre stadier af universet.