Razlika između izmjena na stranici "Hubbleov zakon"

Dodano 545 bajtova ,  prije 3 godine
m
nema sažetka izmjene
m
m
gdje su: v - brzina udaljavanja, H<sub>0</sub> - Hubbleova konstanta, r - udaljenost.
 
Ako se sve galaksije udaljuju od nas, značito line toznači istovremeno da se nalazimo[[Mliječni uput|naša središtugalaksija]] svemira?nalazi Necentru znači.svemira Budući da se svemir širi, svi dijelovi se udaljuju od svih ostalih, kao krhotine nakon eksplozije, pa bi [[Vanzemaljci|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.
 
DaZa bismoodređivanje odrediliHubbleove Hubbleovu konstantukonstante 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 [[Dopplerov efekt|Dopplerovog efekta]].
 
== Mjerenje udaljenosti u svemiru ==
 
Većina metoda mjerenja udaljenosti galaksija temelji se na zavisnosti njihovog [[magnituda (astronomija)|prividnog sjaja]] od [[luminozitet|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 [[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.
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.
 
== Hubbleova konstanta i starostStarost svemira ==
 
[[Datoteka: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 sažetzbijen u vrlo mali prostor. Starost svemira (vrijeme proteklo od Velikog praska) može se procijeniti iz vrijednosti ''Hubbleove konstante'' H<sub>0</sub>. [[Recipročna vrijednost|Recipročnu vrijednost]] H<sub>0</sub> nazivamo '''Hubbleovo vrijeme''' τ:
 
:''τ = 1/H<sub>0</sub>''
 
=== Hubbleova konstanta ===
Mjerenja pokazuju, da se brzina udaljavanja povećava za približno 13&nbsp;km/s kada se udaljenost poveća za milion godina svjetlosti. Iz tog podatka dobijamo za Hubbleovo vrijeme:
Za proračun konstante Hubble je koristio Cefeide. Tada nije bilo još poznato da postoje dvije vrste Cefeida, te je na osnovu toga konstanta imala drugu vrijednost nego danas.
 
Pomoću svemirskog teleskopa Hubble obavljena su 2001. mjerenja Cefeida u 31 galaksiji. Izmjerena vrijednost konstante je: (71±6 km/s)/ 1 [[Parsek|megaparseku]]. Druge metode daju rezultat od 65±15 km/s.<ref>{{Cite book|title=Astronomie|last=|first=|publisher=Brockhaus|year=2006|isbn=3-7653-1231-2|location=Mannheim|pages=175}}</ref>
:<math>\tau = \frac {r}{v} =\frac {1\ 000\ 000\ gs}{13\ km/s} = 23\ milijarde\ g</math>
 
=== 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:<ref>{{Cite web|url=http://www.spektrum.de/lexikon/physik/hubble-zeit/6959|title=Hubble Zeit|last=|first=|date=|website=Spektrum der Wissenschaft|publisher=|language=de|accessdate=5. 10. 2016}}</ref>
 
:<math>\tau = \frac {r}{v} =\frac {1\ 000\ 000\ gsPc}{1365..71\ km/s} = 2310..18\ milijardemilijardi\ g</math>
 
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.