1 Odległość mierzy się zerami

2 Jednostki odległości w astronomiijednostka astronomiczna AU, j.a. średnia odległość Ziemi od Słońca *1011 m rok świetlny l.y., r.św. odległość przebyta przez światło w próżni w ciągu 1 roku 9.4605*1015 m parsek pc odległość, z której 1 j.a. jest widoczna pod kątem 1’’ 3.0857*1016 m l.y. AU

3 Skala odległości we WszechświecieZiemia Księżyc km 1.28 s św.

4 Skala odległości we WszechświecieZiemia Słońce km 498.7 s św. = 8.3 min. św.

5 Skala odległości we WszechświecieSłońce Neptun km s św. = min. św. = 4.1 godz. św.

6 Skala odległości we WszechświecieSłońce Proxima Centauri km 4.22 lat św.

7 Skala odległości we WszechświecieSłońce Centrum Drogi Mlecznej km lat św.

8 Skala odległości we WszechświecieSłońce Galaktyka Andromedy km lat św.

9 Skala odległości we WszechświecieSłońce Kwazar PKS km lat św.

10 Skala odległości we WszechświecieSłońce Granica Wszechświata km lat św.

11 Metody wyznaczania odległości we WszechświecieBezpośrednie: metoda paralaksy, pomiary laserowe pomiary radarowe Pośrednie: świece standardowe, pręty miernicze, prawo Hubble’a i 30 innych…

12 Pomiary laserowe Szereg luster zostawionych na powierzchniKsiężyca (Apollo 11, 14 i 15, Łunochod 1 i 2) Średnica wiązki na Księżycu: 6.5 km Na każde 1017 fotonów w kierunku Ziemi zostaje odbity tylko jeden Ogromna dokładność. Stwierdzono np. oddalanie się Księżyca od Ziemi w tempie 38 mm/rok

13 Pomiary radarowe Prawa Keplera pozwalają nam zmierzyćodległości w układzie słonecznym. Są to jednak odległości względne. Potrzeba wyznaczyć jakąś jednostkę odległości. 1961 r. – pierwsze pomiary (podczas zbliżenia Wenus i Ziemi) Sygnał pokonał ponad 40 mln km Znając położenie planet w US wiedzieliśmy, że Słońce znajdowało się 3.6 razy dalej Wyznaczona wtedy wartość: 1 AU= km

14 Paralaksa Znając długość bazy i kąt o jakiprzesunął się obiekt na dalekim tle można wyznaczyć odległość

15 Paralaksa heliocentrycznaFriedrich Bessel w 1838 mierzy paralaksę gwiazdy 61 Cygni Kolejnego pomiaru dokonał Thomas Henderson. Zmierzył odległość α Cen

16 Paralaksa heliocentrycznaD[pc] = 1/π″ to mierzymy nieznana odległość to znamy

17 Paralaksa - Hipparcos High Precision Parallax Collecting SatelliteWystrzelony 8 sierpnia 1989 r. Dwa katalogi z obserwacjami: 1. Hipparcos – pomiary położeń (dokładność 1 milisekundy kątowej) i jasności (dokładność 2%) dla 118 tys. gwiazd 2. Tycho – pozycje (z dokładnością milisekund kątowych) i jasności (dokładność 6%) dla ponad miliona gwiazd

18 Paralaksa - dokładnośćWyznaczono paralaksy dla około 7 tys. gwiazd do odległości 500 lat świetlnych W niektórych przypadkach okazało się, że pomiary są obarczone (w niektórych obszarach nieba) błędem na poziomie 1 sekundy kątowej

19 Świece standardowe Na podstawie obserwacji obiektu o znanej jasności wyznaczamy odległość do niego Rolę świec standardowych spełniają między innymi gwiazdy zmienne (pulsujące) i supernowe typu Ia Jeżeli świecą standardową jest bardzo jasny obiekt, to możemy wyznaczyć naprawdę duże odległości

20 Świece standardowe – zmienne pulsująceHenrietta Swan Leavitt r r. Związek jasności absolutnej z okresem zmian blasku sprawia, że cefeidy są świecami standardowymi

21 Świece standardowe – zmienne pulsująceCefeidy: nadolbrzymy (widoczne z dużych odległości) gwiazdy zmienne pulsujące okres zmian jasności: od 1 do 150 dni. amplituda zmian jasności: od 0,1 do 2 mag

22 Świece standardowe – zmienne pulsująceRR Lyrae gwiazdy pulsujące, podobne do cefeid, ale mają mniejsze rozmiary i krótsze okresy pulsacji, wykorzystywane do wyznaczania odległości do gromad kulistych W Virginis gwiazdy pulsujące, podobne do cefeid (cefeidy typu II), obserwuje się je w gromadach kulistych,

23 Końcowe etapy życia gwiazd – duże masyJasność supernowych w maksimum jest różna i zależy od wielu czynników – nie nadają się na świece standardowe. Jest jeden wyjątek – supernowe typu Ia

24 Pręty miernicze Szukamy obiektów o znanych,charakterystycznych rozmiarach liniowych Pomiar rozmiaru kątowego pozwala wyznaczyć odległość Ta metoda pozwala wyznaczyć odległości rzędu 200 Mpc

25 Odległości kosmologiczneEfekt Dopplera związany jest z ruchem źródła lub/i obserwatora Obserwowane jest przesuniecie ku długofalowej (oddalanie) lub krótkofalowej (zbliżanie) części widma W przypadku odległości kosmologicznych poczerwienienie jest związane z ekspansją Wszechświata

26 Odległości kosmologiczneIm dalsza galaktyka tym większa prędkość oddalania się od nas Edwin Hubble ( r. – r.)

27 Mierzymy odległości w całym widzialnym Wszechświecie