interaktívne zoznámenie s kozmom
Otvorené pri príležitosti 120. rokov od narodenia M. R. Štefánika
|
|
interaktívne zoznámenie s kozmom |
Teraz ste tu: Stefanik » Pozorovacia technika » Meranie vesmírnych vzdialeností home astroportal.sk
|
Každá doba má svoje najväčšie merítka a aj tie naše sú obmedzené, aj keď väčšie ako kedykoľvek v minulosti. Antický Gréci dokázali zmerať pomerne presne veľkosť Zeme. Erastotenes z Kyrény (3. stor. pr. n. l.) si všimol, že keď je v Syene na pravé poludnie Slnko v zenite ("svieti priamo na dno studní"), je v Alexandrií odchýlené od zenitu o 7,2°. Erastotenes poznal vzdialenosť miest a pretože 7,2° je 1/50 kruhu, odvodil, že obvod Zeme je 50 krát väčší ako vzdialenosť Syeny od Alexandrie.
Väčšie rozmery už boli nad sily Grékov. Aristarchos zo Samu (4. stor. pr. n. l.), ktorý navrhol heliocentrickú sústavu, sa pokúsil určiť vzdialenosť Slnka od Zeme. Určil pomer vzdialeností Slnka a Mesiaca od Zeme tak, že meral veľkosť uhlu, pod ktorým tieto dve telesá vidíme zo Zeme v čase prvej štvrte Mesiaca. Z jeho meraní vyšiel uhol 87°, zatiaľ čo správna hodnota je 89°52'. Táto neveľká chyba merania viedla však ku značnej chybe v určení pomeru vzdialeností. Aristarchovi vyšlo, že Slnko je od Zeme len 19-krát ďalej ako Mesiac, zatiaľ čo v skutočnosti je pomer týchto vzdialeností rovný 390.
Aj vzdialenosť Zeme od Slnka (astronomická jednotka) bola ešte v Koperníkovej dobe odhadovaná na asi 7 miliónov km, čo je viac ako 20 krát menej než jej skutočná hodnota. A to sme ešte neopustili Slnečnú sústavu. Vesmírne mierky sú jednoducho ohromné a astronómovia sa s tým dlho nevedeli zmieriť. Veľký pozorovateľ Tycho Brahe zavrhol Koperníkov heliocentristický systém, pretože vedel, že ak by sa Zem otáčala okolo Slnka, museli by blízke hviezdy počas roka opisovať na nebeskej sfére malé elipsy a Tycho svojimi prístrojmi nedokázal tento pohyb rozlíšiť. Tým však zistil, že ak aj je heliocentrický systém správny, museli by hviezdy ležať "strašidelne" ďaleko.
Ďalší závratný rast našich horizontov nastal na začiatku XX. storočia, keď sme odhalili, že Slnečná sústava sa nachádza v Galaxií a tá má rozmery až 100 000 ly. V súčasnosti dovidíme do vzdialenosti niekoľko desiatok miliárd svetelných rokov, čo by mohla byť konečná hranica. Ale ako určujeme vesmírne vzdialenosti?
Z hľadiska presnosti sú najspoľahlivejšie merania vzdialenosti radarom, či laserovým lúčom. Metóda je založená na meraní časového spozdenia medzi vyslaním signálu a zachytením jeho odrazu. Takto bola veľmi presne meraná vzdialenosť Venuše, ktorá je dobrým odrážačom rádiových vĺn. Vďaka programom Apollo a Lunochod, ktoré umiestnili na povrchu Mesiaca niekoľko kútových odrážačov laserových lúčov, môžeme merať polohu nášho súputníka s centimetrovou presnosťou. Metóda sa dá použiť iba v prípade blízkych objektov v Slnečnej sústave.
Hlavnou metódou merania vesmírnych vzdialeností je meranie uhlového posunu (nazývame ho paralaxa) pri pozorovaní z dvoch odlišných stanovíšť. Meranie ročnej paralaxy je základná metóda na určovanie vzdialeností hviezd. Vďaka paralaxe všetci vidíme priestorovo, keďže máme dve oči a každým okom vidíme obraz trochu inak. Podobne, ak meriame polohy nebeských telies z dvoch protiľahlých strán Zeme, nazývame nameraný uhol denná paralaxa. Najväčšia v súčasnosti dostupná základňa pre pozorovanie je obežná dráha Zeme okolo Slnka. Aby sme zmerali ročnú paralaxu, musíme danú hviezdu pozorovať v dvoch obdobiach, keď sa Zem nachádza v opačných bodoch svojej dráhy, teda po šiestich mesiacoch. Takto sme schopní dosiahnuť zo Zeme rozlíšenie až stotiny uhlovej sekundy (0,01"). Družica Hipparcos určená na meranie polôh hviezd dosiahla rozlíšenie až 0,005", okrem iného aj preto, že nebola zaťažená nepokojom atmosféry. Pripravuje sa nová družica Gaia, ktorá by mala byť ešte presnejšia a zmerať presné polohy miliardy (!) hviezd.
Naše oči sú od seba vzdialené 7 až 8 cm, takže sme schopný vidieť priestorovo do vzdialenosti 30 až 50 m. Naproti tomu, veľkosť základne pre pozorovanie ročnej paralaxy je priemer dráhy Zeme, čiže 2 AU (300 miliónov km) a najvzdialenejšie objekty, ktorým vieme zo Zeme zmerať paralaxu sú vzdialené do 50 až 100 pc (asi 150 až 300 ly). Družica Hipparcos dokázala túto vzdialenosť zväčšiť až na 500 pc.
Prví zmerali vzdialenosti hviezd krátko po sebe traja astronómovia v prvej polovici XIX. storočia. Namerali nasledujúce paralaxy (nie úplne správne).
| Rok | Meno | Hviezda | Paralaxa |
|---|---|---|---|
| 1837 | Wilhelm Struve | alfa Lyr (Vega) | 0,129" |
| 1838 | Friedrich Bessel | 61 Cyg | 0,289" |
| 1839 | Thomas Henderson | alfa Cen (Rigil Kent) | 0,815" |
Najväčšiu paralaxu má naša najbližšia hviezda Proxima Centauri: 0,762" vzdialená 4,26 ly od Zeme.
Ako sme uviedli vyššie, priame meranie paralaxy hviezd je veľmi presná metóda, ale obmedzuje nás na relatívne malé vzdialenosti do desiatok parsekov. No na začiatku XX. storočia zistila americká astronómka Henrietta Swan Leavittová (1868 - 1921) pri štúdiu premenných hviezd v Malom Magellanovom mračne (LMC), že jeden typ pulzujúcich premenných hviezd vykazuje vzťah medzi periódou pulzov a maximálnou dosahovanou jasnosťou. Potom ak zmeriame periódu pulzov vzdialenej cefeidy a jej zdanlivú jasnosť, môžeme určiť jej absolútnu jasnosť a z toho jej vzdialenosť.
Spoľahlivosť tejto metódy je už menšia, chyba dosahuje asi 10 až 25%. Neskôr sa tiež ukázalo, že je viac druhov pulzujúcich premenných hviezd, ktoré majú rôzne závislosti perióda-svietivosť a pre niektoré typy hviezd tento vzťah neplatí vôbec. Vďaka družici Hipparcos boli premerané vzdialenosti väčšieho množstva blízkych cefeíd metódou merania ich paraláx, takže bola spresnená aj metóda cefeíd. Dosah metódy je do 20 Mpc.
O niektorých objektoch vo vesmíre si myslíme, že majú rovnaké vlastnosti. Tak napríklad výbuchy nov majú maximálnu absolútnu hviezdnu veľkosť -7,5mag. Ak teda v pozorovanej galaxií zaznamenáme výbuch novy, zmeriame jej zdanlivú hviezdnu veľkosť a prepočtom cez rovnicu nazývanú modul vzdialenosti môžeme určiť, ako je od nás ďaleko. Metóda nov má dosah približne do 10 Mpc, ďalej už je obtiažne novy vidieť a chyby veľmi vzrastajú.
Metóda guľových hviezdokôp predpokladá, že maximálna jasnosť guľových hviezdokôp je rovnaká ako v našej Galaxií, asi -8mag.
Podobne určujeme vzdialenosti blízkych kôp galaxií pomocou pozorovania supernov. Tu však nastáva komplikácia, keďže rozoznávame niekoľko tried supernov s rôznymi charakteristikami svetelnej krivky. Typ Ia dosahuje jasnosť v maxime -19mag, typ II -17mag. Takto vieme určovať vzdialenosti objektov do 100 Mpc, pričom presnosť pozorovaní tradične dosahovala chybu 25 až 50%. Vďaka novým pozorovaniam z Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu sa však podarilo spresniť pozorovania tak, že chyba dosahuje iba 10 až 12%
Pre veľmi vzdialené kopy galaxií je meranie ešte zložitejšie. Vychádzame z predpokladu, že existuje horná hranica veľkosti a svietivosti obrých eliptických galaxií, takže opäť podobne ako pri predchádzajúcich metódach porovnáme zdanlivú jasnosť najväčších galaxií v kope a predpokladanú maximálnu jasnosť a pomocou modulu vzdialenosti určíme vzdialenosť. Metóda sa využíva pri vzdialenostiach okolo 500 až 1 000 Mpc s chybou do 50%.
Pomocne sa na hrubé odhady vzdialenosti používa aj porovnávanie veľkosti objektov. Pri veľmi vzdialených kopách galaxií porovnáme zdanlivú veľkosť najväčších galaxií v kope s blízkymi galaxiami a odhadneme pomer. Pri bližších galaxiách môžeme porovnávať napríklad rozmery oblakov vodíka HII, keďže tie majú najväčšie rozmery okolo 800 ly.
Pri určovaní veľmi vzdialených galaxií je účinná najmä metóda červeného posunu. Rozborom spektra svetla svietiaceho telesa možno zistiť, či sa od nás objekt pozorovania vzďaľuje alebo či sa k nám približuje. Keď sa teleso približuje, javia sa vlnové dĺžky jeho žiarenia skrátené, takže objekt vyzerá o čosi modrejší. Naopak pri vzďaľovaní sa zdroja vlnové dĺžky sa predlžujú a objekt sa javí červenší. Tento jav - posun vo vlnových dĺžkach, resp. frekvenciách, v závislosti od pohybu zdroja je známy i pri šírení zvuku. Všimnite si niekedy, že zvuk sirény je vyšší keď sa k vám sanitka približuje a hlbší keď okolo vás prejde a vzďaľuje sa preč. Rozborom posunu vlnových dĺžok sa zaoberal po prvýkrát v roku 1842 Rakúšan Christian Ludwig Doppler (1803 - 1853) a vysvetlenie predniesol prvý krát v Prahe.
Metóda merania posuvu spektrálnych čiar vychádza z pozorovaní Edwina Hubbla, ktorý odvodil závislosť medzi vzdialenosťou blízkych galaxií (určenou inými nezávislými metódami) a Dopplerovým posuvom spektrálnych čiar k červenému koncu spektra. Platí vzťah:
R = c.z/H
kde R je vzdialenosť objektu vyjadrená v Mpc, c je rýchlosť svetla v km/s, z je zmeraný posuv spektrálnych čiar a H je Hubblova konštanta vyjadrujúca rozpínanie vesmíru. Problém je v tom, že v súčasnosti ešte nie je dostatočne presne zistená hodnota Hubblovej konštanty, niektoré pozorovania nasvedčujú hodnote okolo 50 km s-1 Mpc-1, zatiaľ čo iné výsledky hovoria o hodnote asi 80 km s-1 Mpc-1. Súčasná najpresnejšia hodnota je odhadovaná na H0 = 65 (+-8) km s-1 Mpc-1.
Vďaka rôznym systematickým chybám musela byť už viac ráz urobená revízia škály mimogalaktických vzdialeností. Jednou z veličín, ktorá je diskutovaná a pomerne často sa mení je práve Hubblova konštanta, keďže od nej závisí aj odhad veku vesmíru.
Posledná zmena:
© 2000-2002 Štefánikova nadácia na podporu
astronómie na Slovensku (napíšte nám)
