Razlika između izmjena na stranici "Hubbleov zakon"

Idi na navigaciju Idi na pretragu
m
nema sažetka izmjene
m
{{Prijevod}}
{{Standardi}}
[[Edwin Hubble]] ([[1888]]. - [[1953]].), otkrio je [[1929]]. proporcionalnost između udaljenosti pojedine [[galaksija|galaksije]] i njenog [[crveni pomak|crvenog pomaka]]. Hubble je uz pomoć [[Dopplerov efekt|Dopplerovog efekta]] zaključio da su udaljenosti galaksije i njene brzine udaljavanja proporcionalni tj. da se dalje galaksije udaljavaju od nas većim brzinama. Ta se proporcionalnost može izraziti formulom koju nazivamo '''Hubbleov zakon''':
 
 
gdje su: v - brzina udaljavanja, H<sub>0</sub> - Hubbleova konstanta, r - udaljenost.
 
 
Ako se sve galaksije udaljuju od nas, znači li to da se nalazimo u središtu svemira?
 
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 valnih duljina nekih spektralnih linija u jednadžbe Dopplerovog efekta.
 
 
== Mjerenje udaljenosti u svemiru ==
Većina metoda mjerenja udaljenosti galaksija temelji se na ovisnosti njihovog [[magnituda (astronomija)|prividnog sjaja]] o [[luminozitet]]u 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 [[AJ|astronomske jedinice]], koja je dobivena radarskim mjerenjima položaja i gibanja [[Venera (planeta)|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 [[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 razlučiti Cefeide. Procijenjene udaljenosti što većeg broja galaksija koriste se za procjenu vrijednosti Hubbleove konstante H<sub>0</sub>. Ovom je metodom dobivena vrijednost H<sub>0</sub> = 15 km/s po milionu svjetlosnih godina.
 
Postupkom koji su razvili M. Aaronson, J. Mould i J. Huchra dobivena je nešto veće vrijednost: 27 km/s po milionu svjetlosnih godina. Postupak se temelji na tzv. Tully-Fischerovoj relaciji koja povezuje brzinu rotacije pojedinih tipova spiralnih galaksija s njihovim luminozitetom. Ovisnost je fizikalno opravdana činjenicom da su i brzina rotacije i luminozitet ovisni o masi galaksije.
== Hubbleova konstanta i starost svemira ==
 
[[Slika:Usporavanje_sirenja_svemira.jpg|mini|250p| Usporavanje širenja svemira i promjena Hubbleovog vremena &tau;]]
 
Prema teoriji [[veliki prasak|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 H<sub>0</sub>. Recipročnu vrijednost H<sub>0</sub> nazivamo '''Hubbleovo vrijeme''' &tau;:
73.705

izmjena

Navigacija