Wyznaczanie odległości do obiektów w Układzie Słonecznym
Pomiar odległości do najbliższych gwiazd
Pomiar odległości do dalszych gwiazd Galaktyki i innych galaktyk

SKALA ODLEGŁOŚCI

AU - jednostka astronomiczna
149 597 890 km

ly - rok świetlny
9,4605 * 10¹⁵ km

pc - parsek
3,094 * 10¹⁶ km
3,261631 ly

Pomiar odległości do Księżyca
Pomiar odległości do Słońca
Pomiar odległości do planet

DOKONANIA STAROŻYTYCH GREKÓW

Eratostenes z Cyreny (ok. 275 - ok. 194 p.n.e)

• dokonał pomiaru obwodu i promienia Ziemi
• podjął próby pomiaru odległości do Słońca i Księżyca

• prekursor heliiocentrycznej teorii budowy świata
• wyznaczył odległości do Słońca i Księżyca (mało dokładnie)

• wyznaczył odległości do Słońca i Księżyca
• wykrył zjawisko precesji (zmiany względne położenia punktów równonocy i gwiazd stałych)
• nadał nazwy konstelacjom gwiazd

METODA PARALAKSY GEOCENTRYCZNEJ

POMIAR ODLEGŁOŚCI DO KSIĘŻYCA METODĄ PARALAKSY GEOCENTRYCZNEJ

• z₁ - odległość zenitalna ciała K w punkcie L₁
• z₂ - odległość zenitalna ciała K w punkcie L₂

POMIAR ODLEGŁOŚCI DO SŁOŃCA

POMIAR ODLEGŁOŚCI DO MARSA

W momencie rozpoczęcia obserwacji Mars znajduje się w położeniu M, a Ziemia w położeniu Z₁. Po upływie okresu gwiazdowego obiegu Marsa dokoła Słońca planeta ta znajdzie się w tym samym położeniu M. Ziemia znajdzie się w położeniu Z₂.
Otrzymaliśmy czworobok Z₂SZ₁M. Boki Z₁S, Z₂S są znane (promienie orbity Ziemi). Kąt Z₁SZ₂ jest znany (znana orbita Ziemi dokoła Słońca). Katy SZ₁M, SZ₂M są odległościami kątowymi Marsa od Słońca w momencie pierwszej i drugiej obserwacji. Zatem można wyznaczyć bok SM (w jednostkach promienia orbity Ziemi).

ODLEGŁOŚCI DO PLANET UKĄŁDU SŁONECZNEGO

http://falconek/republika.pl/planety.html
http://www.nineplanets.pl/datamax.html

POMIAR ODLEGŁOŚCI DO NAJBLIŻSZYCH GWIAZD

Nie możemy wyznaczyć odlełości do gwiazd za pomocą pomiarów paralaksy geocentrycznej, ponieważ rozmiary Ziemi są zbyt małe w porównaniu z odległością gwiazd. Paralaksy te są zbyt małymi kątami, aby można było je zmierzyć środkami, jakimi rozporządzamy.

METODA PARALAKSY HELIOCENTRYCZNEJ

Jednak przy wyznaczaniu paralaksy do najbliższych gwiazd możemy posłużyć się bazą, jaką stanowi orbita Ziemi. Metoda ta polega na zmierzeniu odległości pozornej od gwiazdy w różnym czasie, najlepiej w grudniu i w czerwcu, gdy pozorne odległości są największe.


SG - odległość gwiazdy od Słońca (d)
SZ₁ - promień orbity Ziemi tj. odległość Słońca od Ziemi (a)

kąt SZ₁G - odległość kątowa gwiazdy od Słońca. Kąt lub odpowiadający mu łuk G₁G₀ sfery niebieskiej jest przesunięciem paralaktycznym gwiazdy.

Z₁Z₂Z₃ - orbita ziemska, w punkcie S znajduje się Słońce

NAJBLIŻSZE GWIAZDY

Tablica zawiera dane o gwiazdach, których odległość od Ziemi jest nie większa niż 3,5 pc. Pomiary odległości zostały dokonane metodą paralaksy heliocentrycznej.
W kolumnie źródło: HIP oznacza pomiar dokonany przez Hipparcos, YC - dane z Fourth Yale Catalog of Trigonometric Parallaxes.

CEFEIDY

U niektórych rodzajów gwiazd zmiennych fizycznie zmiany blasku mają charakter regularny. Przyczyna regularnej zmienności blasku gwiazd są pulsacje polegające na okresowym kurczeniu się i rozszerzaniu gwiazdy, co pociąga za sobą zmiany w jej widmie i temperaturze. Gwiazdy te nazwano gwiazdami pulsującymi. Do interesujących nas rodzajów gwiazd zmiennych pulsujących należą cefeidy.

Rybka, E, Astronomia ogólna, wyd. VII, PWN, Warszawa 1983

logd = 0,2(m-M)+1 m - jasność obserwowana gwiazdy,
M - jasność absolutna gwiazdy,
d - odległość do gwiazdy

Należy wprowadzić poprawkę A(d) ze względu na pochłanianie światła przez materię międzygwiazdową (ekstynkcję) i wzór przyjmie postać logd = 0,2(m-M-A(d)+1)

DALEKIE GWIAZDY

Nawet za pomoca 5 - metrowego teleskopu można identyfikować cefeidy jedynie w mniej więcej 30 najbliższych galaktykach. Nawet gdyby zwiększyć moc teleskopu, umożliwi to wykrycie cefeid w jeszcze kilku lub kulkunastu galaktykach. Potrzebne są inne metody wyznaczania odległości do bardziej odległych galaktyk.

ZJAWISKO DOPPLERA

Gdy źródło światła zbliża się do obserwatora, to kolor światła w widmie przesuwa się w kierunku krótszej fali (ku fioletowi). Gdy źródło światła oddala się od obserwatora, to kolor światła przesuwa się ku czerwieni. Następuje także odpowiednie przesunięcie dyskretnych linii widma, charakterystycznych dla poszczególnych pierwiastków chemicznych.
Wielkość przesunięcia linii widmowych jest proporcjonalna do prędkości, z jaką gwiazda przybliża się lub oddala. Ponieważ całe widmo zostaje równomiernie rozciągnięte lub ściśnięte, więc przesunięcie poszczególnych linii również zależy od prędkości źródła światła wzdłuż linii obserwatora (tzw. prędkości radialnej). Mierząc dokładnie położenie linii znanych pierwiastków w widmie gwiazdy i porównując je z położeniem linii odpowiedniego źródła w laboratorium można wyznaczyć prędkość, z jaką gwiazda przybliża się lub oddala.

ZWIĄZEK MIĘDZY PRĘDKOŚCIĄ V A PRZESUNIĘCIEM DŁUGOŚCI FALI Dl

UCIECZKA GALAKTYK

Prędkość ucieczki v wynikająca z zaobserwowanego przesunięcia linii widmowych ku czerwieni wyraża się przybliżoną zależnością liniową od pdległości r

v = Hr

KWAZARY I PULSARY

Kwazary

• obiekty fotograficznie postrzegane jako gwiazdy, ale o dużym przesunięciu do czerwieni,
• stanowią klasę aktywnych jąder galaktyk,
• są najjaśniejszymi znanymi obiektami we Wszechświecie

Największe przesunięcie ku czerwieni, które wynosi z = 3,5 wykryto u kwazara oznaczonego symbolem OQ172. Odpowiada to prędkości ucieczki 270000 km/s (0,9 c) i odległości 5400 Mpc (17,6 miliardów lat świetlnych).

• obiekty wysyłające regularnie pulsujące promieniowanie radiowe o okresie zmienności rzędu kilku sekund lub krótszym,
• są gwiazdami neutronowymi o silnych polach magnetycznych, ich okres pulsacji wiąże się z okresem obrotu,
• charakteryzują się ogromną stałością okresu pulsacji.

LOKALNA GRUPA GALAKTYK

Tablica zawiera dane o galaktykach znajdujących się najbliżej Ziemi, tworzących Lokalną Grupę galaktyk.

http://seds.lpl.arizona.edu/messier/more/local.html

ODLEGŁOŚCI DO WYBRANYCH GRUP I GROMAD GALAKTYK SPOZA GRUPY LOKALNEJ

http://seds.lpl/arizona.edu/messier/objects.html

Lokalna Grupa galaktyk jest przykładem grupy galaktyk. W tablicy podajemy odległości do innych grup lub gromad galaktyk.

Literatura

1. Gibbin John, W poszukiwaniu wielkiego wybuchu. Kosmologia i fizyka kwantowa. Zysk i S-ka, Poznań 2000.
2. Królikowska-Sołtan Małgorzata, Tomasz Kwast, Andrzej Sołtan, Magdalena Sroczyńska-Kożuchowska, Słownik szkolny. Astronomia, WSiP, Warszawa 1994.
3. Kreiner Jerzy, Astronomia z astrofizyką, Wydawnictwo Naukowe PWN, Warszawa 1994.
4. Kubiak Marcin, Gwiazdy i materia międzygwiazdowa. Astrofizyka, Wydawnictwo Naukowe PWN, Warszawa 1994.
5. Kusch Włodzimierz, Wszechświat w koncepcjach astrofizyki, Warszawa 1996.
6. Kwast Tomasz, Hipparcos i paralaksy, Delta 7/2000.
7. Kwast Tomasz, Najbliższe gwiazdy, Delta 1/2001.
8. Liddle Andrew, Wprowadzenie do kosmologii współczesnej, Prószyński i S-ka, Warszawa 2000.
9. Reeves Hubert, Najnowsze wiadomości z kosmosu, Seria: Człowiek i wszechświat, Cyklady 1996.
10. Różyczka Michał, Przegląd astrofizyki współczesnej dla studentów fizyki, Obserwatorium Astronomiczne UW, Warszawa 1992.
11. Rybka Eugeniusz, Astronomia ogólna, wyd. VII, PWN, Warszawa 1983.
12. Stodółkiewicz Jerzy, Astronomia ogólna z elementami geofizyki. Podręcznik dla studentów fizyki i geofizyki uniwersytetów, PWN, Warszawa 1967.
13. Włodarczyk Jarosław, Wędrówki niebieskie, Prószyński i S-ka, Warszawa 1999.

Pliki do ściągnięcia SLAJDY