Kartlegging av millioner av galakser for å forstå storskala-struktur, kosmiske strømningsfelt og ekspansjon
Hvorfor Rødforskyvningsundersøkelser er Viktige
I århundrer har astronomi hovedsakelig registrert himmellegemer som punkter på en todimensjonal sfære. Den tredje – avstands dimensjonen – har vært vanskelig tilgjengelig fram til den moderne æra. Hubble viste at galaksers fjerne bevegelseshastighet (v) omtrent er proporsjonal med deres avstand (d) (spesielt ved små rødforskyvninger), og derfor ble galaksers rødforskyvning (forskyvning av spektrallinjer) en praktisk metode for å estimere kosmiske avstander. Ved systematisk å samle store datasett av galakserødforskyvninger, lages tredimensjonale kart over universets struktur – med filamenter, hoper, voids og superhoper.
Disse storskala-undersøkelsene er nå en av de grunnleggende søylene i observasjonskosmologi. De avslører det kosmiske nettet, styrt av mørk materie og primære tetthetsfluktuasjoner, og hjelper til med å måle kosmiske strømmer, ekspansjonshistorie, universets geometri og sammensetning. Nedenfor diskuterer vi hvordan rødforskyvningsundersøkelser fungerer, hva de har avslørt, og hvordan de hjelper til med å bestemme grunnleggende kosmologiske parametere (andel mørk energi, mørk materie, Hubble-konstanten med mer).
2. Grunnleggende om rødforskyvning og kosmiske avstander
2.1 Definisjon av rødforskyvning
Galaksers rødforskyvning (z) defineres som:
z = (λobserved - λemitted) / λemitted,
som viser hvor mye spektrallinjene har blitt forskjøvet mot lengre bølgelengder. Nære galakser passer med z ≈ v/c (v – bevegelseshastighet, c – lyshastighet). I fjernere områder gjør den kosmiske ekspansjonen direkte tolkning av hastigheten (v) vanskelig, men z forblir et mål som viser hvor mye universet har utvidet seg siden fotonets utsendelse.
2.2 Hubbles lov og større skalaer
For små rødforskyvninger (z ≪ 1) sier Hubbles lov: v ≈ H0 d. Dermed kan man, ved å kjenne rødforskyvningen, grovt estimere avstanden d ≈ (c/H0) z. For store z kreves en mer detaljert kosmologisk modell (f.eks. ΛCDM) som knytter z til den komoving avstanden. Essensen i rødforskyvningsundersøkelser er derfor å hente ut rødforskyvningen fra spektralmålinger (gjenkjenning av spektrallinjer, f.eks. hydrogen Balmer-linjer, [O II] osv.) og derfra bestemme avstanden for å kunne lage 3D-kart over galakser.
3. Oversikt over utviklingen av rødforskyvningsundersøkelser
3.1 CfA Rødforskyvningsundersøkelse
En av de tidlige store undersøkelsene – Center for Astrophysics (CfA) Survey (1970- og 1980-tallet), samlet tusenvis av galaksers rødforskyvninger. 2D «snitt» (wedge plot) avslørte "vegger" og tomrom, inkludert "Great Wall". Dette viste at galaksefordelingen langt fra er jevn, og at storskala strukturer strekker seg over omtrent 100 Mpc.
3.2 Two-Degree Field (2dF) og tidlig 2000-tall
Tidlig på 2000-tallet målte 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS), som opererte på Anglo-Australske teleskopet med 2dF fleråpningsspektrograf, omtrent 220 000 galaksers rødforskyvning opp til z ∼ 0,3. Denne undersøkelsen bekreftet sporene av barioniske akustiske oscillasjoner (BAO) i galaksekorrelasjonsfunksjonen, forbedret estimater av materietetthet, og laget kart over enorme tomrom, filamenter og storskala strømmer med enestående detaljrikdom.
3.3 SDSS: Den revolusjonerende databasen
Startet i 2000, Sloan Digital Sky Survey (SDSS) brukte et dedikert 2,5 m teleskop med vidvinkel CCD-avbildning og fleråpning spektroskopi. Gjennom flere faser (SDSS-I, II, III, IV) ble millioner av galaksespekre samlet inn, som dekker en stor del av den nordlige himmelen. Underprosjekter inkluderte:
- BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey): ~1,5 mill. røde lyssterke galakser, som gjør det mulig å oppdage BAO med svært høy presisjon.
- eBOSS: Utvidet BAO-studier til høyere z ved bruk av emisjonslinje-galakser, kvazarer og Lyα-skogen.
- MaNGA: Detaljert integral felt-spektroskopi av tusenvis av galakser.
SDSS har hatt enorm innvirkning: tredimensjonale kart over det kosmiske nettet, nøyaktige effektspekter for galakseklumper og bekreftelse av ΛCDM-parametere med klare bevis for mørk energi [1,2].
3.4 DESI, Euclid, Roman og fremtiden
DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), som startet i 2020, sikter mot ~35 millioner galakse-/kvazarrødforskyvninger opp til z ∼ 3,5, og vil ytterligere utvide det kosmiske kartet. Fremtidige prosjekter:
- Euclid (ESA) – bredvinkelavbildning og spektroskopi opp til z ∼ 2.
- Nancy Grace Roman-romteleskopet (NASA) – vil dekke nær-infrarødt område, måle BAO og svak gravitasjonslinseeffekt.
Sammen med intensitetskartleggingsmetoder (f.eks. SKA 21 cm-linjen) vil disse programmene gjøre det mulig å studere storskala strukturer ved enda høyere rødforskyvninger, og dermed finjustere parametrene for mørk energi og ekspansjonshistorie.
4. Storskala struktur: Det kosmiske nettet
4.1 Filamenter og knuter
Rødforskyvningsundersøkelser viser filamenter: langstrakte strukturer som strekker seg titalls eller hundrevis av Mpc og forbinder tette «knuter» eller klynger. I kryssingspunktene til filamentene finnes klynger, de tetteste galaksemiljøene, mens superklynger forbinder større, mer løst bundne systemer. Galakser i filamentsonene kan bevege seg langs spesifikke strømveier, og tilfører materie til klyngenes sentre.
4.2 Tomrom
Mellom filamentene finnes tomrom – store, materiefattige områder med nesten ingen lyse galakser. De kan være 10–50 Mpc i diameter eller større, og utgjør mesteparten av det kosmiske rommet, men har svært få galakser. Studier av tomrom hjelper til med å teste mørk energi, siden ekspansjonen i disse tynnere områdene er noe raskere, noe som gir ekstra data om kosmiske strømmer og gravitasjon.
4.3 Helhet
Filamenter, klynger, superklynger og tomrom danner sammen et nettverk – en «skumaktig» struktur forutsagt i N-legeme-simuleringer av mørk materie. Observasjoner bekrefter at mørk materie er hovedgravitasjonsskjelettet, mens barionisk materie (stjerner, gass) bare reflekterer denne strukturen. Det er nettopp rødforskyvningsundersøkelser som har gjort det mulig å se det kosmiske nettet både visuelt og kvantitativt.
5. Kosmologi fra rødforskyvningsundersøkelser
5.1 Korrelasjonsfunksjon og effektspekter
Et av hovedverktøyene er to-punkts korrelasjonsfunksjon ξ(r), som beskriver sannsynlighetsoverskuddet for avstanden r mellom galakspar sammenlignet med en tilfeldig fordeling. Også effektspekteret P(k) i Fourier-rommet analyseres. Formen på P(k) avslører materietetthet, barionfraksjon, nøytrino-masse, og det opprinnelige fluktuasjonsspekteret. Kombinert med KFS-data øker nøyaktigheten til ΛCDM-parametrene betydelig.
5.2 Barioniske Akustiske Oscillasjoner (BAO)
Hovedtrekket ved galakseansamlinger er BAO-signalet, en svak topp i korrelasjonsfunksjonen på skala ~100–150 Mpc. Denne skalaen er godt kjent fra tidlig universfysikk og fungerer som en «standardmåler» for kosmiske avstander basert på rødforskyvning. Ved å sammenligne den målte BAO-skalaen med den teoretiske fysiske størrelsen får vi Hubble-parameteren H(z). Dette hjelper til med å begrense ligningen for mørk energis tilstand, kosmisk geometri og universets ekspansjonshistorie.
5.3 Rødforskyvningsrelaterte Romlige Forvrengninger (RSD)
Galaksers egne hastigheter langs synslinjen forårsaker «rødforskyvningsrelaterte romlige forvrengninger», som forstyrrer isotropien i korrelasjonsfunksjonen. Fra RSD kan man utlede veksthastigheten til strukturer, og dermed teste om gravitasjonen følger GR (generell relativitet) eller har modifikasjoner. Så langt stemmer data med GRs prediksjoner, men nye og kommende undersøkelser øker presisjonen og kan muligens avdekke små avvik hvis ny fysikk eksisterer.
6. Kart over Kosmiske Strømmer
6.1 Egne Hastigheter og Bevegelse i Den Lokale Gruppen
I tillegg til Hubbles ekspansjon har galakser egne hastigheter som stammer fra lokale masseansamlinger, f.eks. Virgo-klyngen, Great Attractor. Ved å kombinere rødforskyvninger med uavhengige avstandsindikatorer (Tully–Fisher-metoden, supernovaer, lysstyrkevariasjon på overflaten) kan man måle disse hastighetsfeltene. Kart over «kosmiske strømmer» avslører hastighetsstrømmer på hundrevis av km/s i skala ~100 Mpc.
6.2 Diskusjoner om Den Generelle Strømmen
Noen studier hevder å ha oppdaget storskala strømmer som overskrider ΛCDM-forventningene, men her er det fortsatt tydelige systematiske usikkerheter. Å fastslå slike kosmiske strømmer gir ekstra innsikt i fordelingen av mørk materie eller muligens modifisert gravitasjon. Kombinasjonen av rødforskyvningsundersøkelser med pålitelige avstandsmålinger forbedrer videre våre kart over universets hastighetsfelt.
7. Utfordringer og Systematiske Feil
7.1 Utvalgsfunksjon og Dekningsgrad
Galakser i rødforskyvningsundersøkelser sorteres ofte etter lysstyrke (magnitude-limited) eller farger. Ulike utvalgskriterier eller ulikt dekningsnivå i himmelområder kan forvrenge målinger av klynger. Forskningsgrupper modellerer nøye dekningsgraden i ulike himmelområder og korrigerer for radikal utvelgelse (lysstyrken avtar med avstand, så færre fjerne galakser registreres). Dette sikrer at den endelige korrelasjonsfunksjonen eller effektspekteret ikke blir kunstig forvrengt.
7.2 Rødforskyvningsfeil og Fotometriske Metoder
Spektroskopisk rødforskyvning kan være nøyaktig til Δz ≈ 10-4. Store fotometriske undersøkelser (f.eks. Dark Energy Survey, LSST) bruker brede filtre, så Δz er 0,01–0,1. Selv om fotometriske undersøkelser kan behandle enorme mengder objekter, er usikkerhetene i rødforskyvningsretningen større. Slike usikkerheter mildnes av metoder som kumulativ rødforskyvningskalibrering eller krysskorrelasjon med spektroskopiske prøver.
7.3 Ikke-lineær Utvikling og Galaksebias
På små skalaer blir galaksegrupper sterkt ikke-lineære på grunn av "finger-of-god"-effekter i rødforskyvningsrommet og komplikasjoner fra sammenslåinger. Galakser sporer heller ikke mørk materie perfekt – det finnes en "galaksebias" som avhenger av miljø eller galaksetype. Forskere bruker ofte modeller eller fokuserer på større skalaer (hvor lineær teori gjelder) for å pålitelig hente ut kosmologisk informasjon.
8. Nyeste og Fremtidige Rødforskyvingsundersøkelser
8.1 DESI
Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI), montert på 4 m Mayall-teleskopet (Kitt Peak), startet i 2020 og har som mål å måle spektra for 35 millioner galakser og kvasarer. 5000 robotiserte posisjoneringsenheter for optiske fibre gjør det mulig å få tusenvis av rødforskyvninger (z ∼ 0,05–3,5) i én eksponering. Dette enorme teleskopet vil forbedre BAO-avstandsmålinger over flere kosmiske epoker, bestemme ekspansjons- og strukturvekstegenskaper, og være uvurderlig for studier av galakseutvikling.
8.2 Euclid og Nancy Grace Roman Romteleskop
Euclid (ESA) og Roman (NASA)-teleskopene, planlagt sent i 2020-årene, vil kombinere nær-IR-bilder og spektroskopi, og kartlegge milliarder av galakser opp til z ∼ 2. De vil måle svak gravlinseeffekt og BAO, og gi sterke begrensninger på mørk energi, mulig kosmisk krumning og nøytrino-masser. Samarbeid med bakkebaserte spektrografer og fremtidige intensitetskartsystemer (f.eks. SKA 21 cm) vil ytterligere utvide forskningen.
8.3 21 cm Intensitetskart
Ny metode – 21 cm intensitetskart, hvor HI-gassens strålingsstyrke måles i stor skala uten å skille individuelle galakser. Store teleskoper som CHIME, HIRAX eller SKA kan fange BAO-signaler i nøytralt hydrogen ved enda høyere rødforskyvninger, helt til reioniseringsepoken. Dette er en ekstra måte å begrense universets ekspansjon på, uten å bruke optiske/IR rødforskyvingsundersøkelser, selv om kalibreringsutfordringer gjenstår.
9. Platesnė Påvirkning: Mørk Energi, Hubble-spenning og Mer
9.1 Ekvasjonen for mørk energis tilstand
Ved å kombinere BAO-skalaen ved ulike rødforskyvninger med CMB-data (z = 1100) og supernova-data (lav z), utleder vi H(z) – ekspansjonshistorien. Dette gjør det mulig å teste om mørk energi er bare en kosmologisk konstant (w = -1) eller varierer over tid. Så langt er det ikke funnet klare avvik fra w = -1, men mer presise BAO-data kan avsløre små avvik.
9.2 Hubble-spenning
Noen lokale stige-metode H0-målinger overstiger ~67–68 km/s/Mpc, fastsatt av Planck + BAO-kombinasjonen, med en forskjell på 4–5σ. Denne "Hubble-spenningen" kan være et tegn på systematiske feil eller varsle ny fysikk (f.eks. tidlig mørk energi). Ytterligere presise BAO-målinger (DESI, Euclid m.fl.) vil bedre undersøke mellomliggende rødforskyvninger, og muligens løse eller forsterke spenningen.
9.3 Galaksevolusjon
Rødforskyvningsundersøkelser bidrar også til studier av galaksevolusjon: stjernedannelseshistorie, morfologiske transformasjoner, miljøpåvirkning. Ved å sammenligne galakseegenskaper på ulike kosmiske tider lærer vi hvordan "utsluknede" (quenched) galakser, sammenslåinger og gassakkresjon former det samlede populasjonsbildet. Konteksten i det kosmiske nettet (filament eller tomrom) påvirker disse prosessene, og knytter småskala galakseutvikling til storskala struktur.
10. Konklusjon
Rødforskyvningsundersøkelser – et essensielt observasjonskosmologisk verktøy som genererer tredimensjonale kart over millioner av galakser. Dette 3D-perspektivet avslører det kosmiske nettet – filamenter, klynger, tomrom – og gjør det mulig å måle storskala strukturer nøyaktig. Hovedprestasjoner:
- Baryoniske akustiske oscillasjoner (BAO): Standardmåler for kosmiske avstander som begrenser mørk energi.
- Rødforskyvningsromlige forvrengninger: Undersøkelse av strukturvekst og gravitasjon.
- Galaktisk strømning og miljø: Utviklingen av kosmiske hastighetsfelt og miljøpåvirkning.
Hovedoversikter – fra CfA til 2dF, SDSS, BOSS/eBOSS – har etablert ΛCDM-modellen ved å detaljert kartlegge det kosmiske nettet. Neste generasjons prosjekter – DESI, Euclid, Roman, 21 cm intensitetskart – vil utvide rødforskyvningsgrensene, ytterligere presisere BAO-avstandsmål og muligens løse Hubble-konstantens spenning eller åpne for ny fysikk. Således forblir rødforskyvningsundersøkelser i fronten av presisjonskosmologi, og viser hvordan universets storskala struktur vokser og hvordan dens utvikling styres av mørk materie og mørk energi.
Litteratur og tilleggslesning
- de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). “Et snitt av universet.” The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
- Eisenstein, D. J., et al. (2005). “Påvisning av baryonisk akustisk topp i den storskala korrelasjonsfunksjonen til SDSS lyssterke røde galakser.” The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
- Cole, S., et al. (2005). “2dF Galaxy Redshift Survey: Effekt-spektrumanalyse av det endelige datasettet og kosmologiske implikasjoner.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 362, 505–534.
- Alam, S., et al. (2021). “Completed SDSS-IV extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Cosmological implications from two decades of spectroscopic surveys.” Physical Review D, 103, 083533.
- DESI Collaboration: desi.lbl.gov (sett 2023).