Razlika između verzija stranice "Hubbleov zakon"

S Wikipedije, slobodne enciklopedije
[pregledana izmjena][pregledana izmjena]
Uklonjeni sadržaj Dodani sadržaj
Red 17: Red 17:
Većina metoda mjerenja udaljenosti galaksija temelji se na zavisnosti njihovog [[magnituda (astronomija)|prividnog sjaja]] od [[luminozitet|luminoziteta]] i udaljenosti.
Većina metoda mjerenja udaljenosti galaksija temelji se na zavisnosti njihovog [[magnituda (astronomija)|prividnog sjaja]] od [[luminozitet|luminoziteta]] i udaljenosti.


U postupku koji su prvi put primijenili A. Sandage i G. Tammann polazi se od precizne vrijednosti [[AJ|astronomske jedinice]], koja je dobijena radarskim mjerenjima položaja i kretanja [[Venera|Venere]]. Udaljenosti bližih [[zvijezda]] se nalaze metodom zvjezdane [[paralaksa|paralakse]]. Zatim se metodom zvjezdanih skupova nalaze udaljenosti bližih otvorenih skupova. Udaljenost otvorenih skupova se koristi za kalibriranje krivulje period-apsolutni sjaj za [[Promjenjiva zvijezda|promjenjive zvijezde]] [[Cefeida|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 H<sub>0</sub>. Ovom metodom dobijena je vrijednost H<sub>0</sub> = 15&nbsp;km/s po milionu svjetlosnih godina.
U postupku koji su prvi put primijenili A. Sandage i G. Tammann polazi se od precizne vrijednosti [[AJ|astronomske jedinice]], koja je dobijena radarskim mjerenjima položaja i kretanja [[Venera|Venere]]. Udaljenosti bližih [[zvijezda]] se nalaze metodom zvjezdane [[paralaksa|paralakse]].<ref>{{cite news|last1=Lesch|first1=Harald|authorlink1=Harald Lesch|title=Wie misst man Entfernungen im All - I|url=http://www.br.de/mediathek/video/sendungen/alpha-centauri/alpha-centauri-all-2000_x100.html|accessdate=5. 10. 2016|work=BR Alpha|agency=Bayerischer Rundfunk|date=31. 8. 2014|language=de}}</ref> Zatim se metodom zvjezdanih skupova nalaze udaljenosti bližih otvorenih skupova. Udaljenost otvorenih skupova se koristi za kalibriranje krivulje period-apsolutni sjaj za [[Promjenjiva zvijezda|promjenjive zvijezde]] [[Cefeida|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 H<sub>0</sub>. Ovom metodom dobijena je vrijednost H<sub>0</sub> = 15&nbsp;km/s po milionu svjetlosnih godina.


Postupkom koji su razvili M. Aaronson, J. Mould i J. Huchra dobijene su nešto veće vrijednost: 27&nbsp;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.
Postupkom koji su razvili M. Aaronson, J. Mould i J. Huchra dobijene su nešto veće vrijednost: 27&nbsp;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.

Verzija na dan 5 oktobar 2016 u 19:19

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, to ne znači istovremeno da se naša galaksija nalazi centru svemira 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.

Za određivanje Hubbleove konstante 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.

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.[1] 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.

Veće udaljenosti se koristi eksplozija supernova, a za najveće Hubbleova konstanta.[2]

Starost svemira

Datoteka:Usporavanje sirenja svemira.jpg
Usporavanje širenja svemira i promjena Hubbleovog vremena τ

Prema teoriji velikog praska širenje svemira započelo je prije konačnog vremena, kada je čitav svemir bio zbijen 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

Hubbleova konstanta

Za proračun konstante Hubble je koristio Cefeide. Tada nije bilo još poznato da postoje dvije vrste Cefeida, konstanta imala drugu vrijednost nego danas.[3]

Pomoću svemirskog teleskopa Hubble obavljena su 2001. mjerenja Cefeida u 31 galaksiji. Izmjerena vrijednost konstante je: (71±6 km/s)/ 1 megaparseku. Druge metode daju rezultat od 65±15 km/s.[4]

Hubbleovo vrijeme

Mjerenja pokazuju, da se brzina udaljavanja povećava za određenu vrijednost (ovisno o metodi mjerenja) za svakih milion parseka. Iz tog podatka dobijamo za Hubbleovo vrijeme:[5]

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.

Također pogledajte

Reference

  1. ^ Lesch, Harald (31. 8. 2014). "Wie misst man Entfernungen im All - I". BR Alpha (jezik: njemački). Bayerischer Rundfunk. Pristupljeno 5. 10. 2016. CS1 održavanje: nepreporučeni parametar (link)
  2. ^ Lesch, Harald (18. 2. 2001). "Wie misst man Entfernungen im All - III". BR Alpha (jezik: njemački). Bayerischer Rundfunk. Pristupljeno 5. 10. 2016. CS1 održavanje: nepreporučeni parametar (link)
  3. ^ Lesch, Harald (7. 1. 2001). "Wie misst man Entfernungen im All - II". BR Alpha (jezik: njemački). Bayerischer Rundfunk. Pristupljeno 5. 10. 2016. CS1 održavanje: nepreporučeni parametar (link)
  4. ^ Astronomie. Mannheim: Brockhaus. 2006. str. 175. ISBN 3-7653-1231-2.
  5. ^ "Hubble Zeit". Spektrum der Wissenschaft (jezik: njemački). Pristupljeno 5. 10. 2016. CS1 održavanje: nepreporučeni parametar (link)

Vanjski linkovi