Wyznaczanie odległości we Wszechświecie 1 1 1 1
Wzór Pogsona: 2
Diagram H-R 3
Stąd można wyznaczyć jej jasność absolutną. Typ widmowy i klasa jasności gwiazdy określa jej położenie na diagramie H-R. Stąd można wyznaczyć jej jasność absolutną. 4
5
Main-sequence fitting dla gromad gwiazd 6
7
Pulsowanie cefeidy 8
9
10
Zależność okres-jasność absolutna dla cefeid 11
Okres pulsacji cefeidy jest miarą jej jasności absolutnej. 12
Cefeidy w galaktyce NGC3621 13
Cefeidy w galaktyce M100 14
15
f=1420.40575177 MHz 16 16
NGC 1744: obraz w linii wodoru (kontury) vs. obraz optyczny (negatyw)
NGC 1744: prędkości radialne 18
Profil linii radiowej wodoru dla NGC 1744 19
Zależność Tully-Fishera Szerokość radiowej linii wodoru jest miarą jasności absolutnej galaktyki 20
Efekt Dopplera 21
Przesunięcie ku czerwieni (redshift) 22
23
Edwin Hubble (1889-1953) 24
100-calowy teleskop Hookera, na którym pracował Hubble 25
Największe odkrycie Hubble'a – galaktyki oddalają się 26
Prawo Hubble'a 27
Prawo Hubble'a 28
29
Laureaci Nagrody Nobla w dziedzinie fizyki w 2011r. Laureaci nagrody Nobla w dziedzinie fizyki w roku 2011 30
Drabina odległości 31
Idea drabiny odległości polega na dwóch krokach: 1. Kalibracja. Znajdujemy jakieś zjawisko fizyczne i ustalamy dlań pewną zależność, np. okres-jasność absolutna dla cefeid. W tym celu musimy znać jasności absolutne dla pewnej liczby cefeid, żeby tę zależność określić ilościowo, czyli skalibrować. 2. Wyznaczenia. Od tej chwili możemy używać drugiej wielkości fizycznej w tej zależności – w tym przypadku okresu – jako miary pierwszej wielkości – tu: jasności absolutnej. Stosujemy to wyznaczanie do cefeid o nieznanej jasności absolutnej, mianowicie cefeid w innych galaktykach. W ten sposób znajdujemy odległość do nich.