Verzija na dan 21 februar 2014 u 19:06 uredi EdinBot (razgovor \| doprinosi) Botovi, Urednici, Administratori 385.142 edits m Automatsko dodavanje sekcije "Također pogledajte" ← Starija izmjena		Verzija na dan 25 januar 2015 u 09:21 uredi poništi Munjabot~usurped (razgovor \| doprinosi) 18.380 edits m šablonizacija using AWB Novija izmjena →
Red 15: == 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\|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 [[Promjenljiva 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 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 == [[Datoteka:~~Usporavanje_sirenja_svemira~~Usporavanje sirenja svemira.jpg\|mini\|250p\|Usporavanje širenja svemira i promjena Hubbleovog vremena τ]] 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''' τ: Red 29: :''τ = 1/H<sub>0</sub>'' 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: :<math>\tau = \frac {r}{v} =\frac {1\ 000\ 000\ gs}{13\ km/s} = 23\ milijarde\ g</math> Hubbleovo vrijeme ima jasno značenje. Ako bi se svemir sve vrijeme širio današnjom brzinom, počeo bi se širiti tačno prije Hubbleova 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 == Line 44 ⟶ 41: == Vanjski linkovi == * [http://astro.fdst.hr/Kozmologija/index.php Astronomska sekcija Fizikalnog društva Split - Kozmologija] * [http://eskola.hfd.hr/fizika_svemira/povijest.html Fizika svemira: historija svemira] {{Naučnici čija se imena koriste u fizikalnim konstantama}} [[Kategorija:Astronomija]]

Razlika između verzija stranice "Hubbleov zakon"