Razlika između verzija stranice "Hubbleov zakon"
| [pregledana izmjena] | [pregledana izmjena] |
No edit summary |
mNo edit summary |
||
| Red 1: | Red 1: | ||
{{Izmjene u toku}} |
|||
{{Nedostaju izvori}} |
{{Nedostaju izvori}} |
||
{{Standardi}} |
{{Standardi}} |
||
Verzija na dan 5 oktobar 2016 u 19:19
 | Trenutno se rade izmjene na stranici. |
 | Ovaj članak ili neki od njegovih odlomaka nije dovoljno potkrijepljen izvorima (literatura, veb-sajtovi ili drugi izvori). |
 | Moguće je da članak ne poštuje standarde Wikipedije na bosanskom jeziku. |
 | Trenutna verzija ovog članka napisana je neformalnim stilom i podsjeća na priču, a ne na enciklopedijski članak. |
Edwin Hubble (1888 - 1953), otkrio je 1929. proporcionalnost između udaljenosti pojedine galaksije i njenog crvenog pomaka. Hubble je uz pomoć Dopplerovog efekta zaključio da su udaljenosti galaksije i njene brzine udaljavanja proporcionalni tj. da se dalje galaksije udaljavaju od nas većim brzinama. Ta proporcionalnost se može izraziti formulom koju nazivamo Hubbleov zakon:
- v = H0 r
gdje su: v - brzina udaljavanja, H0 - Hubbleova konstanta, r - udaljenost.
Ako se sve galaksije udaljuju od nas, znači li to da se nalazimo u središtu svemira? Ne znači. Budući da se svemir širi, svi dijelovi se udaljuju od svih ostalih, kao krhotine nakon eksplozije, pa bi hipotetski stanovnici drugih galaksija također primijetili da se cijeli svemir odmiče od njih. Ova usporedba s eksplozijom ne shvaća se previše doslovno jer se svemir nema u čemu širiti - on je sve što jest.
Da bismo odredili Hubbleovu konstantu potrebno je za što veći broj galaksija odrediti njihove brzine udaljavanja i udaljenosti. Brzine udaljavanja se računaju preko spektra galaksije - uvrštavanjem pomaka talasnih dužina nekih spektralnih linija u jednačine Dopplerovog efekta.
Mjerenje udaljenosti u svemiru
Većina metoda mjerenja udaljenosti galaksija temelji se na zavisnosti njihovog prividnog sjaja od luminoziteta i udaljenosti. Poteškoća je što udaljenije objekte vidimo u ranijim stadijima razvoja svemira, pa se postavlja pitanje mijenja li, i kako, pojedini tip objekta luminozitet tokom svog razvoja.
U postupku koji su prvi put primijenili A. Sandage i G. Tammann polazi se od precizne vrijednosti astronomske jedinice, koja je dobijena radarskim mjerenjima položaja i kretanja Venere. Udaljenosti bližih zvijezda se nalaze metodom zvjezdane paralakse. Zatim se metodom zvjezdanih skupova nalaze udaljenosti bližih otvorenih skupova. Udaljenost otvorenih skupova se koristi za kalibriranje krivulje period-apsolutni sjaj za promjenjive zvijezde Cefeide. Pri tome se opažaju Cefeide koje se nalaze u otvorenim skupovima. Tada se pomoću relacije period-apsolutni sjaj određuju udaljenosti bližih galaksija, u kojima je moguće raspoznati Cefeide. Procijenjene udaljenosti što većeg broja galaksija koriste se za procjenu vrijednosti Hubbleove konstante H0. Ovom metodom dobijena je vrijednost H0 = 15 km/s po milionu svjetlosnih godina.
Postupkom koji su razvili M. Aaronson, J. Mould i J. Huchra dobijene su nešto veće vrijednost: 27 km/s po milionu svjetlosnih godina. Postupak se zasniva na tzv. Tully-Fischerovoj relaciji koja povezuje brzinu rotacije pojedinih tipova spiralnih galaksija s njihovim luminozitetom. Zavisnost je fizikalno opravdana činjenicom da su i brzina rotacije i luminozitet ovisni o masi galaksije.
Hubbleova konstanta i starost svemira
Prema teoriji velikog praska širenje svemira započelo je prije konačnog vremena, kada je čitav svemir bio sažet u vrlo mali prostor. Starost svemira (vrijeme proteklo od Velikog praska) može se procijeniti iz vrijednosti Hubbleove konstante H0. Recipročnu vrijednost H0 nazivamo Hubbleovo vrijeme τ:
- τ = 1/H0
Mjerenja pokazuju, da se brzina udaljavanja povećava za približno 13 km/s kada se udaljenost poveća za milion godina svjetlosti. Iz tog podatka dobijamo za Hubbleovo vrijeme:
Hubbleovo vrijeme ima jasno značenje. Ako bi se svemir sve vrijeme širio današnjom brzinom, počeo bi se širiti tačno prije Hubbleovog vremena τ. Međutim, Hubbleovo vrijeme veće je od stvarne starosti svemira. Naime, uslijed usporavanja širenja svemira (posljedica međusobnog gravitacijskog privlačenja svih masa u svemiru) današnja vrijednost Hubbleove konstante je manja od vrijednosti u ranijim trenucima razvoja svemira. Da bi odredili starost svemira, uz Hubbleovu konstantu trebamo izmjeriti i usporavanje širenja svemira.