Vzdálenosti ve vesmíru

Z Wikina

Přejít na: navigace, hledání

Vzdálenosti ve vesmíru (kosmické vzdálenosti, kosmické paralaxy) - v jakých dimenzích uvažujeme a jak se měří.

Vesmír uvažujeme z hlediska mezokosmu, v němž je mírou všech hmotných věcí člověk. Prostorová, časová a hmotnostní měřítka jsou srovnatelná s lidským organismem. Makrokosmos podstatně překračuje prostorové a hmotnostní velikosti mezokosmu, jakož i časová trvání jeho věcí. Pro měření vzdáleností v makrokosmu bylo proto nutno stanovit nové jednotky délky:

Obsah

Vzdálenost nejbližších těles

Vzdálenost nejbližších těles ve sluneční soustavě určujeme pomocí trojúhelníka, v němž se změří základna a dva úhly. Takto určené vzdálenosti se říká trigonomická paralaxa. Poměrně malé vzdálenosti uvnitř sluneční soustavy měříme pomocí radaru nebo laseru. Vzdálenost Země–Měsíc je pomocí laserových pulzů měřena s přesností na několik milimetrů. Radarová měření vzdáleností Merkura, Venuše a Marsu byla použita k určení vzdáleností těchto planet od Slunce pomocí třetího Keplerova zákona. Tak byla určena velmi přesně astronomická jednotka a později ověřena radarovými měřeními vzdálenosti Slunce od Země.

Vzdálenost Země-Slunce

Vzdálenost Země-Slunce je základnou pro měření roční paralaxy hvězd. Tak lze měřit pomocí trigonometrické paralaxy vzdálenosti okolních hvězd do vzdáleností kolem 100 ly. Astrometrická družice Hipparchos měřila malé úhly s mnohem větší přesností, takže v Hipparcos and Tycho Catalogues jsou spolehlivé vzdálenosti do několika set světelných let. Pro vzdálenosti kolem 1000 ly a větší jsou i údaje z astrometrické družice nepřesné, neboť chyby měření jsou srovnatelné s měřenou paralaxou.

Větší vzdálenosti

Pro měření vzdáleností větších, než je možné určit přímou trigonometrickou metodou, je třeba použit nepřímých metod. Využívají se jiné měřené vlastnosti hvězd (jako radiální rychlost, magnituda, svítivost, perioda cefeid, spektrum) a vztahy mezi nimi (modul vzdálenosti, vztah perioda–svítivost pro cefeidy, vztah mezi spektrem hvězdy a její svítivostí – tzv. spektroskopická paralaxa, paralaxa pohybových hvězdokup, úhlové rozpínání planetárních mlhovin). Zdánlivý posuv blízkých hvězd způsobený pohybem Slunce udává jejich sekulární paralaxu. Z radiálních rychlostí lze vypočítat statistickou paralaxu skupiny hvězd. Na základě známé diferenciální rotace Galaxie je možno z radiální rychlosti zdroje (např. oblastí H I) odvodit jeho vzdálenost (tzv. kinematickou vzdálenost, kinematickou paralaxu).

Vzdálenost u vzdálených hvězd třídy O a B se dá určit z intenzity mezihvězdných absorpčních čar, zejména vápníku. Není to přesná metoda, neboť není splněn její základní předpoklad (rovnoměrného rozložení mezihvězdné hmoty). Takto určená vzdálenost se nazývá paralaxa z mezihvězdných čar. Na stejném předpokladu (že je mezihvězdná hmota rovnoměrně rozložena) je založeno i přibližné určování vzdálenosti hvězd z jejich zčervenání. Mírou vzdálenosti je barevný exces hvězdy. Čím je hvězda vzdálenější, tím je červenější v důsledku zeslabení (extinkce) ultrafialového a modrého světla v mezihvězdné hmotě. Takto určená vzdálenost se nazývá paralaxa ze zbarvení.

Vzdálenost kulových hvězdokup

Vzdálenost kulových hvězdokup (paralaxa hvězdokup) se určuje za předpokladu (který je přibližně splněn), že absolutní jasnost (absolutní hvězdná velikost) nejjasnější hvězdy v kulových hvězdokupách je stejná. Někdy se přepokládá ze celková absolutní jasnost MV kulových hvězdokup je stejná. Fotometrem se změří hvězdná velikost mV a z modulu vzdálenosti vypočteme vzdálenost hvězdokupy. Lze také použit průměr hvězdokupy: skutečné (lineární) průměry jsou zhruba stejné. Změření zdánlivého (úhlového) průměru dovoluje jednoduše vypočíst vzdálenost hvězdokupy.

Vzdálenost galaxií

Pomocí cefeid je možno určit vzdálenosti galaxií. Takto určené vzdálenosti se říká paralaxa cefeid. Pozorování cefeid Hubbleovým dalekohledem dovolila určit vzdálenosti galaxií až do 100 mil. ly. Jsou však i jiné milníky užívané v extragalaktické astronomii: nejjasnější hvězda v galaxii, rozměr největší oblasti H II v měřené galaxii, jasnost jejích kulových hvězdokup, maximální magnituda supernov typu I, které mají stejnou svítivost. Nejjasnější galaxie v kupách galaxií (cD galaxie) mají rovněž stejnou svítivost (absolutní hvězdnou velikost), takže jejich měřená hvězdná velikost udává modul vzdálenosti cD galaxie, a tím i její vzdálenost. Poměrně přesnou vzdálenost dává Tullyho–Fisherova metoda. Zmíněné metody dovolují určit vzdálenosti galaxií přibližně do 300 mil. ly).

Vzdálenosti galaxií, kup galaxií a supergalaxií v nejvzdálenějších oblastech vesmíru se určují pomocí Hubbleova zákona. Rozpínání vesmíru na tak velké vzdálenosti silně převládá nad vlastními pohyby galaxií (např. Velká galaxie v Andromedě se přibližuje k naší galaxií asi rychlostí 200 km s—1, zatímco galaxie vzdálené 1 mld. ly se od nás vzdalují 20 000 km s—1). Rudý posuv ve spektru vzdálených galaxií je proto spolehlivým ukazatelem vzdálenosti. Přesnost určení vzdálenosti je dána přesností Hubbleovy konstanty.

Odkazy

Reference

Velká encyklopedie vesmíru

Související témata

Literatura

Internetové odkazy

Osobní nástroje
Jmenné prostory
Varianty
Akce
Navigace
Stránky
Nástroje
[CNW:Counter]