• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Drabina odległości kosmicznych



    Podstrony: 1 [2] [3] [4] [5]
    Przeczytaj także...
    Galaktyka Andromedy (zwana również Messier 31, M31 lub NGC 224, a wcześniej także Wielką Mgławicą w Andromedzie) – galaktyka spiralna, leżąca około 2,52 miliona lat świetlnych od Ziemi w gwiazdozbiorze Andromedy.Jasność Eddingtona – jasność gwiazdy lub innego obiektu o sferycznej symetrii, przy której ciśnienie promieniowania emitowanego przez obiekt działające na atmosferę gwiazdy równoważy przyciąganie grawitacyjne tej atmosfery.

         Techniki odpowiednie dla galaktyk gwiazdotwórczych.

         Techniki odpowiednie dla galaktyk II populacji.

         Geometryczne techniki odległości.

         Technika PNLF odpowiednia dla wszystkich populacji Supergromady w Pannie. Linia ciągła: Dobrze wyskalowany szczebel drabiny. Linia przerywana: Niepewna (niedokładna) skala szczebla drabiny.

    Drabina odległości kosmicznych – szereg metod, którymi astronomowie określają odległości do obiektów astronomicznych. Prawdziwy bezpośredni pomiar odległości do ciała niebieskiego jest możliwy tylko dla tych obiektów, które są wystarczająco blisko (około tysiąca parseków) od Ziemi. Techniki określania odległości do bardziej oddalonych obiektów opierają się na różnych korelacjach pomiędzy metodami poprawnymi dla mniejszych odległości a metodami, które działają dla dalszych. Kilkanaście metod opiera się na świecach standardowych, które są obiektami astronomicznymi o znanej jasności (absolutnej wielkości gwiazdowej).

    Zapadanie grawitacyjne (kolaps) – zjawisko kurczenia się skupisk materii pod wpływem siły grawitacji. Jeden z najbardziej powszechnych procesów zachodzących we Wszechświecie w najróżniejszych skalach przestrzennych i czasowych, począwszy od formowania się gromad galaktyk, galaktyk, a skończywszy na narodzinach, ewolucji i śmierci gwiazd. Zapadanie obłoków gazu zachodzi, gdy nie jest możliwe zachowanie równowagi hydrostatycznej, tzn. kiedy ciśnienie całkowite gazu nie jest w stanie zrównoważyć oddziaływań grawitacyjnych. Stan taki osiągany jest przez dowolne skupisko materii, które przekroczy masę krytyczną, zwaną masą Jeansa.NGC 4526 (również NGC 4560, UGC 7718 lub PGC 41772) – galaktyka soczewkowata (SB0), znajdująca się w gwiazdozbiorze Panny. Została odkryta 13 kwietnia 1784 roku przez Williama Herschela.

    Analogia z drabiną wzięła się z faktu, iż żadna technika nie umożliwia pomiaru we wszystkich skalach odległości spotykanych w astronomii. Pewne metody mogą być użyte do pomiarów bliskich odległości, inne do pomiarów zakresów od bliskich do średnich, itd. Każdy szczebel drabiny dostarcza informacji, która z metod może być użyta do określenia odległości na następnym, wyższym szczeblu.

    Wielki Obłok Magellana – największa galaktyka satelitarna położona w pobliżu Drogi Mlecznej. Jest ona generalnie nieregularna, ale posiada elementy struktury spiralnej. Jest również jedną z najbliższych galaktyk, leży w odległości ok. 50 kiloparseków; bliżej położone są niektóre galaktyki karłowate, takie jak SagDEG i Karzeł Wielkiego Psa.Akrecja – w astronomii terminem tym określa się opadanie rozproszonej materii na powierzchnię ciała niebieskiego w wyniku działania grawitacji. Zjawisku temu może towarzyszyć wydzielanie dużej ilości energii w postaci promieniowania elektromagnetycznego, gdy opadająca materia wyświeca część utraconej grawitacyjnej energii potencjalnej. Szczególnie widowiskowa jest akrecja na obiekty zwarte – białe karły, gwiazdy neutronowe czy czarne dziury. Uważa się, że mechanizmem „zasilającym” aktywne jądra galaktyk jest właśnie akrecja materii na supermasywną czarną dziurę.

    Spis treści

  • 1 Pomiar bezpośredni
  • 1.1 Jednostka astronomiczna
  • 1.2 Paralaksa
  • 2 Świece standardowe
  • 2.1 Problemy
  • 3 Linijka standardowa
  • 4 Mierniki odległości galaktycznych
  • 4.1 Dopasowanie na podstawie ciągu głównego
  • 5 Pozagalaktyczna skala odległości
  • 5.1 Efekt Wilsona-Bappu
  • 5.2 Klasyczne Cefeidy
  • 5.3 Supernowe
  • 5.3.1 Pomiary fotosfery supernowej
  • 5.3.2 Krzywe blasku supernowych Ia
  • 5.3.3 Nowe
  • 5.4 Funkcja jasności gromad kulistych
  • 5.5 Funkcja jasności mgławic planetarnych
  • 5.6 Fluktuacje jasności powierzchniowej
  • 5.7 Zależność D-σ
  • 6 Wady drabiny
  • 7 Zobacz też
  • 8 Uwagi
  • 9 Przypisy
  • 10 Linki zewnętrzne
  • Jednostka astronomiczna, oznaczenie au (dawniej również AU, w języku polskim czasem stosowany jest skrót j.a.) – pozaukładowa jednostka odległości używana w astronomii równa dokładnie 149 597 870 700 m. Dystans ten odpowiada w przybliżeniu średniej odległości Ziemi od Słońca. Definicja i oznaczenie zostały przyjęte podczas posiedzenia Międzynarodowej Unii Astronomicznej w Pekinie w 2012 roku.Wszechświat – wszystko, co fizycznie istnieje: cała przestrzeń, czas, wszystkie formy materii i energii oraz prawa fizyki i stałe fizyczne określające ich zachowanie. Słowo „wszechświat” może być też używane w innych kontekstach jako synonim słów „kosmos” (w rozumieniu filozofii), „świat” czy „natura”. W naukach ścisłych słowa „wszechświat” i „kosmos” są równoważne.

    Pomiar bezpośredni[]

    U podstawy drabiny znajdują się fundamentalne metody pomiaru odległości, w których są one mierzone bezpośrednio, bez rozstrzygania pytań o naturze obiektów. Precyzyjnymi pomiarami pozycji gwiezdnych zajmuje się astrometria.

    Zależność pomiędzy parsekiem a jednostką astronomiczną

    Jednostka astronomiczna[]

     Główny artykuł: Jednostka astronomiczna.

    Bezpośrednie pomiary odległości są oparte na precyzyjnym określeniu odległości pomiędzy Ziemią a Słońcem, zwanej jednostką astronomiczną (j.a., ang. au). W przeszłości, dla określenia wartości j.a. kluczowe były obserwacje tranzytu Wenus, a w pierwszej połowie XX w. również obserwacje asteroid. W XXI wieku jednostka astronomiczna jest mierzona z wysoką precyzją za pomocą pomiarów radarowych Wenus oraz innych bliskich planet i planetoid, a także poprzez śledzenie międzyplanetarnych pojazdów na ich orbitach wokół Słońca i w Układzie Słonecznym. Wprawdzie prawa Keplera dostarczają precyzyjnych współczynników rozmiarów orbit obiektów obiegających Słońce, ale nie mierzą rzeczywistych rozmiarów tych orbit. Radar umożliwia pomiar różnic w rozmiarach dwóch orbit z dokładnością kilometrów i z tych danych oraz ze współczynników rozmiarów dwóch orbit obliczana jest dokładna długość orbity Ziemi.

    Cefeidy (zwane też gwiazdami typu δ Cephei lub cefeidami klasycznymi od nazwy gwiazdozbioru Cefeusza) – gwiazdy zmienne pulsujące, nadolbrzymy, których jasność zmienia się z okresem od 1 do 150 dni.Prawo Hubble’a jest podstawowym prawem kosmologii obserwacyjnej, wiążącym odległości galaktyk r z ich tzw. prędkościami ucieczki v (których miarą jest przesunięcie ku czerwieni z). Prawo to określa, iż te dwie wielkości są do siebie proporcjonalne, a stałą proporcjonalności jest stała Hubble’a H0:

    Paralaksa[]

     Główny artykuł: Paralaksa.
    Efekt paralaksy

    Najważniejszym podstawowym pomiarem odległości jest paralaksa pochodząca z trygonometrii. Ponieważ Ziemia orbituje wokół Słońca, pozycja pobliskich gwiazd będzie wydawać się lekko przesunięta, im dalej się one znajdują. Te przesunięcia są kątami trójkąta równoramiennego, którego krótszy bok ma długość 2 j.a. a dłuższy jest odległością do gwiazdy. Wartość przesunięcia jest bardzo mała, 1′′ łuku dla obiektów oddalonych o 1 parsek (3,26 roku świetlnego) i mniejsza wartość kąta oznacza większą odległość.

    Messier 44 (M44, NGC 2632, Żłóbek, gromada Ul, Praesepe) – gromada otwarta w gwiazdozbiorze Raka. Najprawdopodobniej znana już Aratosowi z Soloi w 260 p.n.e. W katalogu Messiera znalazła się 4 marca 1769 roku. Jeden z obiektów Messiera widzialnych gołym okiem.Supergromada Lokalna (także Supergromada w Pannie; ang. Local Supercluster lub Virgo Supercluster) – supergromada zajmująca obszar o średnicy około 200 milionów lat świetlnych. W jej skład wchodzi około 100 gromad i grup galaktyk, których centrum stanowi masywna Gromada w Pannie. Na peryferiach tej supergromady znajduje się Grupa Lokalna Galaktyk, do której zaliczana jest nasza Droga Mleczna.

    Ponieważ paralaksa pomniejsza się dla większych odległości gwiezdnych, za jej pomocą mierzone są te odległości do gwiazd, których paralaksa jest większa niż precyzja samego pomiaru. Pomiar paralaktyczny ma zazwyczaj dokładność ułamków sekund kątowych. Na przykład w latach 90. XX wieku misja Hipparcos zmierzyła paralaksy setek gwiazd (odległych o kilkaset parseków) z precyzją rzędu 0.7-0.9 milisekund kątowych.

    Planetoida (planeta + gr. eídos postać), asteroida (gr. asteroeidés – gwiaździsty), planetka (ang. minor planet) – ciało niebieskie o małych rozmiarach – od kilku metrów do czasem ponad 1000 km, obiegające Słońce, posiadające stałą powierzchnię skalną lub lodową, bardzo często – przede wszystkim w przypadku planetoid o mniejszych rozmiarach i mało masywnych – o nieregularnym kształcie, często noszącym znamiona kolizji z innymi podobnymi obiektami.NASA (National Aeronautics and Space Administration) (pl. Narodowa Agencja Aeronautyki i Przestrzeni Kosmicznej) – agencja rządu Stanów Zjednoczonych odpowiedzialna za narodowy program lotów kosmicznych, ustanowiona 29 lipca 1958 r. na mocy National Aeronautics and Space Act, zastępując poprzednika – National Advisory Committee for Aeronautics. Jest wydziałem Departamentu Obrony USA i jest mu bezpośrednio podległa.

    Gwiazdy mogą poruszać się względem Słońca z prędkością względną, powodującą ruch własny i prędkość radialną. Ich wzorzec ruchu jest określany poprzez odnotowywanie ich pozycji na przestrzeni wielu lat, a ostateczna odległość przez pomiar przesunięcia dopplerowskiego ich spektrum wzdłuż linii wzroku (obserwacji). Dla grup gwiazd tej samej klasy spektralnej i o podobnej jasności średnią paralaksę można uzyskać z analiz statystycznych ich ruchu własnego względem ich prędkości radialnej. Ta metoda paralaksy statystycznej jest przydatna w pomiarach odległości do jasnych gwiazd, odległych o ponad 50 pc oraz do olbrzymich gwiazd zmiennych, jak cefeidy czy RR Lyrae.

    Propagacja błędu, propagacja niepewności, przenoszenie się błędu − statystyczne zjawisko występujące w operacjach dokonywanych na wartościach obarczonych błędem, np. błędem pomiaru. Propagacja błędu ma miejsce, kiedy mamy do czynienia z niedokładnością wielkości obliczonej na podstawie wielu pomiarów, na których dokonano pewnych działań algebraicznych. Błąd związany z każdą ze zmierzonych wartości wnosi swój wkład do błędu wielkości końcowej.Pomiary odległości w kosmologii fizycznej są wykorzystywane do zobrazowania odległości pomiędzy obiektami astronomicznymi lub zdarzeniami we Wszechświecie. Są często wykorzystywane do powiązania pewnych obserwowalnych wielkości (jak jasność odległych kwazarów, przesunięcie ku czerwieni odległej galaktyki lub rozmiar kątowy pików akustycznych mikrofalowego promieniowania tła) z wielkościami, które nie są bezpośrednio obserwowalne, ale wygodniejsze do obliczeń (jak współrzędne współporuszające się kwazarów, galaktyk itp.). Metody pomiarów odległości opisane poniżej odnoszą się do odległości euklidesowych, przy niewielkim przesunięciu ku czerwieni.


    Podstrony: 1 [2] [3] [4] [5]



    w oparciu o Wikipedię (licencja GFDL, CC-BY-SA 3.0, autorzy, historia, edycja)

    Warto wiedzieć że... beta

    Paralaksa – efekt niezgodności różnych obrazów tego samego obiektu obserwowanych z różnych kierunków. W szczególności paralaksa odnosi się do jednoczesnego obserwowania obiektów leżących w różnych odległościach od obserwatora lub urządzenia obserwującego, a objawia się tym, że obiekty te na obu obrazach są oddalone od siebie o odmienną odległość kątową lub też nachodzą na siebie na tych obrazach w odmiennym stopniu.
    Gwiazda zmienna – gwiazda, która w znaczący sposób zmienia swoją jasność. Ogólnie rzecz biorąc, każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne – na przykład jasność Słońca zmienia się o ok. 0,1% w 11-letnim cyklu.
    Świeca standardowa – obiekt astronomiczny o znanej absolutnej wielkości gwiazdowej. Porównując znaną jasność absolutną z jasnością pozorną (obserwowaną) możemy wyznaczyć odległość do takiego obiektu, korzystając z zależności:
    Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) – wykres klasyfikujący gwiazdy. Został skonstruowany w 1911 r. przez E. Hertzsprunga, a w 1913 r. udoskonalony przez H.N. Russella.
    Granica Chandrasekhara (od nazwiska indyjskiego astrofizyka Subramanyana Chandrasekhara) – maksymalna masa białego karła równa około 3·10 kg, czyli 1,44 masy Słońca
    Astrometria (astronomia pozycyjna) – najstarszy dział astronomii zajmujący się pomiarami pozornych położeń i ruchów ciał niebieskich. Dzieli się na astronomię sferyczną, zawierającą matematyczną teorię potrzebną do opisywania ruchów ciał na sferze niebieskiej oraz astronomię praktyczną, obejmującą teorię przyrządów astrometrycznych, metody obserwacji i ich opracowywania.
    Absolutna wielkość gwiazdowa – obserwowana wielkość gwiazdowa (a zatem wyrażona w magnitudo), jaką miałby obiekt oglądany z pewnej ustalonej odległości, przy braku pochłaniania światła w przestrzeni międzygwiezdnej. W przypadku obiektów poza Układem Słonecznym przyjęto jako odległość odniesienia 10 parseków.

    Reklama

    Czas generowania strony: 0.105 sek.