Egy egyszerű diagram

Hogy egy kis ízelítőt adjunk abból, hogyan fogjuk belátni az univerzum tágulását, ezen az oldalon megmutatjuk, hogyan készíthető el egy egyszerű Hubble-diagram, amely mindössze hat galaxist tartalmaz. Eközben gyakorlatot szerezhetsz a SkyServer csillagászati kutatáshoz való használatában.

Távolságok

A Hubble-diagram elkészítésének első lépése a galaxisok tőlünk való távolságának ábrázolása. Sajnos a csillagászatban a távolságmérés rendkívül nehéz, de szerencsére a Hubble-diagramhoz elég, ha a galaxisok relatív távolságait ismerjük, nincs szükségünk a valódi, vagy "abszolút", kilométerben vagy fényévben kifejezett távolságukra. A relatív távolságokat egy kényelmes, tetszőlegesen választott standardhoz mérjük, mint az Androméda-galaxis, vagy a Virgo halmaz.

Hogy megmérjék a relatív távolságokat, a csillagászoknak valahogyan össze kell tudniuk hasonlítani a galaxisokat. Mivel a galaxisok elég hasonlók, a feltételezzük, hogy mindegyik azonos átlagos tulajdonságokkal rendelkezik, mint fényesség és méret. Ha feltételezzük, hogy két galaxis valódi fényessége és mérete azonos, akkor minden eltérés a fényességükben vagy méretükben csak a tőlünk való eltérő távolságuk következménye. Például feltételezhetjük, hogyha egy galaxis kétszer akkorának látszik, mint egy másik, akkor fele olyan messze van tőlünk.

A közeli galaxisok nagynak és fényesnek tűnnek, míg a távoliak kicsinek és halványnak.

Az egyik legegyszerűbb módja a galaxisok összehasonlításának a magnitúdójuk összehasonlítása. A magnitúdó egy égi objektum (csillagok, galaxisok) fényességét méri. Magnitúdóban a nagyobb számok halványabb, a kisebb számok fényesebb objektumokhoz tartoznak; a legfényesebb objektumoknak negatív a magnitúdójuk. A magnitúdóban egységnyi növekedés a fényességben körülbelül 2.51-szeres különbségnek felel meg: egy négyes magnitúdójú objektum 2.51-szer fényesebb, mint egy ötös magnitúdójú. A nap magnitúdója -26. Az északi égbolt legfényesebb csillaga, a Szíriusz magnitúdója -1.5. A legfényesebb galaxis az Androméda-galaxis, amelynek 3.5 a magnitúdója.

A leghalványabb szabad szemmel is látható objektum magnitúdója körülbelül 6. A leghalványabb objektum, amit az SDSS teleszkópja még észlel, körülbelül 23 magnitúdójú. Az SDSS öt hullámhossztartományban méri a magnitúdókat: ultraibolya (u), zöld (g), vörös (r) és két infravörös hullámhossznál (i és z).

Ha feltételezzük, hogy mind a hat galaxis nagyjából azonos mennyiségű fényt bocsájt ki, akkor a magnitúdóbeli különbség közöttük egyedül a tőlünk való különböző távolságuk következménye. Ha az egyik galaxisnak nagyobb a magnitúdója, mint egy másiknak, akkor feltételezzük, hogy messzebb van tőlünk.

A projekt következő részében megnézzük, hogyan készíthetünk a magnitúdókból tulajdonképpeni relatív távolságokat. Egyelőre azonban használjunk magnitúdókat a távolságok helyett az egyszerű Hubble-diagram elkészítésénél.

Vöröseltolódások

A vöröseltolódás azt méri, milyen sebességgel mozog hozzánk képest egy égi objektum. Ha álltál már az út szélén, amikor egy autó haladt el rajta, már el tudod képzelni, mi is a vöröseltolódás. Amíg az autó közeledik, a motor magasabb hangon hallatszik, mint egy álló autó esetében. Amikor az autó távolodik, a motor hangja mélyebb, mint egy álló autóé. Ennek az oka a Doppler-effektus, amely felfedezőjéről Christian Doppler osztrák fizikusról kapta nevét. Ahogy az autó közeledik, a hanghullámok, amik a motor hangját hordozzák, összenyomódnak. Ha távolodik az autó, a hanghullámok széthúzódnak.

Ugyanez történik a fényhullámokkal is. Ha egy objektum felénk közeledik, az általa kibocsájtott fényhullámok összenyomódnak - a hullámhossz rövidebb lesz, tehát a fény kékebb lesz. Ha az objektum távolodik tőlünk, A fényhullámok széthúzódnak, a fény vörösebb lesz. A "vöröseltolódás" vagy "kékeltolódás" foka közvetlenül az objektum látóirány menti sebességétől függ. Az alábbi animáció vázlatosan mutatja egy autó példáján, milyen lehet a vöröseltolódás és a kékeltolódás. Az autók sebessége túl kicsi, hogy bármilyen vörös- vagy kékeltolódást észleljünk. De a galaxisok elég gyorsan mozognak hozzánk képest ahhoz, hogy észlelhető legyen a hatás.

A csillagászok pontosan meg tudják határozni egy galaxis vöröseltolódását vagy kékeltolódását a spektruma alapján. A spektrum azt mutatja meg, hogy a hullámhossz függvényében mennyi fényt bocsájt ki az objektum. A csillagok és galaxisok spektruma majdnem mindig egy csomó diszkrét vonalat tartalmaz, amelyek különböző atomok vagy molekulák fénykibocsájtásakor vagy elnyelésekor jönnek létre. Ezek a "emissziós vagy abszorpciós színképvonalak" mindig pontosan meghatározott hullámhosszakon jelennek meg, tehát segítségükkel kényelmesen megállapítható a vörös- vagy kékeltolódás. Ha egy galaxis spektrumát megvizsgálva a csillagászok egy ilyen vonalat hosszabb hullámhossznál találnak meg, mint ahol a Földön lenne, akkor tudják, hogy a galaxis vöröseltolódott, tőlünk való távolodása miatt. Ha ugyanezt a vonalat rövidebb hullámhossznál találnák meg, tudnák, hogy a galaxis "kékeltolódott" és felénk közeledik.

A felmérés végére az SDSS több mint egymillió galaxis spektrumát fogja megmérni. Minden spektrumon lefut egy számítógépprogram, amely automatikusan meghatározza a vöröseltolódást. A program az alábbihoz hasonló képet ad ki, amelyen be vannak jelölve a színképvonalak. A "z" szám a kép alján a vöröseltolódást mutatja. Pozitív z vöröseltolódást, negatív z-hez kékeltolódást jelent.

A teljes mérethez kattints a képre

A galaxisok spektrumát az SDSS spektroszkópiai adatbázisa tartalmazza. Ezek plate-ekbe (lemezek) és fiberekbe (üvegszálak) vannak rendezve, amely a mérést készítő SDSS spektrométer plate és fiber számának felel meg.

A diagram elkészítése

Most, hogy már megvannak a magnitúdók és a vöröseltolódások a hat galaxisra, el tudod készíteni a Hubble-diagramot. Egy grafikonrajzoló program segítségével, mint például a Microsoft Excel, készítsd el az ábrát. Az alábbi útmutató segít elkészíteni az ábrát Excelben, más grafikonrajzoló programokban is hasonló lépéseket kell követni.

Valóban lineáris kapcsolatot mutat a grafikon a magnitúdó és a vöröseltolódás között? Amikor a tudósok kapcsolatokat keresnek az adatok között, gyakran egy "modellről" beszélnek: ebben az esetben, egy lineáris modell kapcsolja össze a magnitúdót és a vöröseltolódást. A tudósok gyakran beszélnek az adatok és a modellek "illeszkedéséről". Az illeszkedést egy százalékkal lehet leírni, ami megmutatja, milyen közel vannak a pontok ahhoz, ahol a modell helyessége esetén kellene lenniük. Mivel minden mérés tartalmaz hibákat, és minden megfigyelésnek van valamennyi statisztikus bizonytalansága, az illeszkedés sohasem 100%-osan pontos. Általában a kutatók egy 90% fölötti illeszkedés esetén elfogadják, hogy a modell pontosan jósolja meg az adatokat.

Egy másik Hubble-diagram

Az imént egy egyszerű Hubble-diagramot készítettünk el, amely hat galaxist tartalmaz. Az adatokra jól illeszthető egy egyenes vonal. Most próbálj ugyanilyen diagramot készíteni más galaxisokkal.

A 6. gyakorlatban ugyanazt a módszert használtad, mint a 3. és 4. gyakorlatban: a magnitúdót a vöröseltolódás függvényében ábrázoltad. Miért néz ki mégis ennyire máshogy az ábra? A válasz az, hogy a feltételezés, amelyen a grafikonok alapulnak, némelyik esetben igaz, némelyik esetben téves. A Hubble-diagramok elkészítésénél feltételeztük, hogy a magnitúdó behelyettesíthető a távolság helyére, amihez azt kellett feltételezni, hogy minden galaxis azonos átlagos fényességű.

A galaxisoknak tényleg vannak átlagos tulajdonságaik. De ha minden galaxis pontosan egyforma lenne, a csillagászat elég unalmas lenne. A galaxisok rengeteg eltérő tulajdonsággal rendelkeznek, és számos csillagász ezen különbségek tanulmányozásának szenteli munkáját. Sajnos a galaxisok tulajdonságainak különbözősége nehezebbé teszi a Hubble-diagram elkészítését, mintha egyszerűen csak a magnitúdót és a vöröseltolódást kéne ábrázolnunk.

A következő részben megismerünk néhány más módszert, melyekkel a csillagászok a galaxisok tőlünk mért relatív távolságait határozzák meg. Az az után következő részben egy kicsit többet tudunk meg a vöröseltolódás méréséről. Végül, ezen információk birtokában elkészítünk egy jobb Hubble-diagramot, amely nem esik abba a csapdába, amibe a fenti egyszerű diagram.