Razlika između izmjena na stranici "Hubbleov zakon"

[[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 se može izraziti formulom koju nazivamo '''Hubbleov zakon''':

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.

Većina metoda mjerenja udaljenosti galaksija temelji se na ovisnostizavisnosti njihovog [[magnituda (astronomija)|prividnog sjaja]] ood [[luminozitet|luminoziteta]]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 dobivenadobijena radarskim mjerenjima položaja i gibanjakretanja [[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 [[PromjenljivaPromjenjiva 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 razlučitiraspoznati Cefeide. Procijenjene udaljenosti što većeg broja galaksija koriste se za procjenu vrijednosti Hubbleove konstante H₀. Ovom je metodom dobivenadobijena je vrijednost H₀ = 15 km/s po milionu svjetlosnih godina.

Postupkom koji su razvili M. Aaronson, J. Mould i J. Huchra dobivenadobijene jesu nešto veće vrijednost: 27 km/s po milionu svjetlosnih godina. Postupak se temeljizasniva na tzv. Tully-Fischerovoj relaciji koja povezuje brzinu rotacije pojedinih tipova spiralnih galaksija s njihovim luminozitetom. OvisnostZavisnost je fizikalno opravdana činjenicom da su i brzina rotacije i luminozitet ovisni o masi galaksije.

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 velikogVelikog praska) može se procijeniti iz vrijednosti Hubbleove konstante H₀. Recipročnu vrijednost H₀ nazivamo '''Hubbleovo vrijeme''' τ:

Hubbleovo vrijeme ima jasno značenje. Ako bi se svemir sve vrijeme širio današnjom brzinom, počeo bi se širiti tačno prije HubbleovaHubbleovog 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.