Obserwacyjne podstawy kosmologii. Hierarchiczny obraz Wszechświata: gwiazdy, galaktyki, gromady galaktyk.

kosmologia – dział astrofizyki, który zajmuje się badaniem Wszechświata i jego ewolucji jako całości

Astrologowie nauczyli się wyznaczać rozmiary planet i ich orbit w Układzie Słonecznym (na podstawie oddziaływań grawitacyjnych), jednak dla obiektów znajdujących się o wiele dalej (jak na przykład gwiazdy) wymyślono specjalne jednostki.

Jedną z nich jest rok świetlny - jednostka długości równa odległości jaką przebywa światło w próżni w ciągu roku

1 ly = 1 y • c  3,1 • 107 s • 3 • 108 m/s = 9,3 • 10 15 m

czyli ok. 10 bilionów kilometrów
Odległości do innych galaktyk są rzędu milionów, a nawet miliardów lat świetlnych. Obserwacje astronomiczne dają nam więc informacje o tym, jaki był stan tych obiektów przed milionami lub miliardami lat, a nie obecnie.

Druga jednostka to parsek (paralaksa-sekunda) – odległość, z której promień orbity okołosłonecznej Ziemi widać pod kątem jednej sekundy łuku, czyli 1/3600 części stopnia. Jeden parsek to ponad 30 bilionów km (3,26 lat świetlnych).



AU - średnia odległość Ziemi od Słońca i wynosi 1,4959789•1011m ≈ 149 600 000 km. W jednostkach astronomicznych wyraża się na ogół odległości w Układzie Słonecznym oraz w innych układach planetarnych.

Obecnie można mierzyć kąty z dokładnością znacznie lepszą niż do jednej sekundy łuku. Obserwując najbliższe gwiazdy, wiemy że pozornie zmieniają swoje miejsce (w lecie widzimy je gdzie indziej niż w zimie). Obliczając kąt między kierunkami do danego obiektu wyprowadzonymi z 2 różnych położeń obserwatora, możemy obliczyć odległość gwiazdy od Słońca.


Stosunek promienia orbity ziemskiej do odległości gwiazdy d jest równy tangensowi kąta paralaksy.
r/d = tg 

Dla bardzo małych kątów tg    , więc mierząc ten kąt, możemy obliczyć odległość gwiazdy ze wzoru
d = r/

Dla większych odległości używa się okresy zmian jasności cefeid (gwiazd zmiennych). Jasność tych gwiazd zmienia się okresowo (można wyznaczyć odległość, mierząc okres zmian jasności).
- można mierzyć odległości innych galaktyk– wystarczy znaleźć wśród skupiska gwiazd cefeidę i wyznaczyć jej odległość od nas
- nasza galaktyka należy do największych – średnica 80 000 lat świetlnych – „wysokość” 15 000 lat świetlnych (spłaszczona)
- Słońce i Ziemia na peryferiach
- większość z ok. sto miliardów gwiazd zlane w Drogę Mleczna

Wszechświat
-struktura hierarchiczna
-odległości między galaktykami o wiele większe niż same galaktyki
-rozmiary Układu Słonecznego znacznie mniejsze niż odległości międzygwiezdne

ROZSZERZAJĄCY SIĘ WSZECHŚWIAT

1929 Edwin Hubble stwierdził, że światło wysyłane przez inne galaktyki różni się od tego wysyłanego przez gwiazdy naszej galaktyki
- przeprowadzając analizę widmową można było w nim zidentyfikować serie linii podobne do znanych serii, odpowiadających wzbudzeniom atomów znanych pierwiastków.
-jednak długości fali odpowiadające tym liniom były przesunięte w stronę podczerwieni (większych wartości)
- względne przesunięcie fali




-jest wprost proporcjonalne do odległości r danej galaktyki od nas


-współczynnik proporcjonalności jest H/c
H – stała Hubbla
c – szybkość światła
Prawo Hubbla






przyczyna linii to efekt Dopplera
-długość fali odbieranej przez obserwatora zmienia się jeśli źródło fali jest w ruchu względem niego
-dla szybkosci v znacznie mniejszych od rozchodzenia się fali c wzgledne przesuniecie


jest w przybliżeniu równe stosunkowi v/c przy czym dla źródła oddalającego się następuje przesuniecie w stronę większych wartości, a dla zbliżającego się – w stronę mniejszych długości wartości fali

tłumaczenie prawa Hubble’a przez efekt Dopplera, oznacza, że w obecnej chwili galaktyki oddalają się od nas z szybkością proporcjonalną do odległości r (dla v/c<<1)