1 Wyznaczanie odległościwe Wszechświecie 1 1 1 1

2 Wzór Pogsona: 2

3 Diagram H-R 3

4 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 5

6 Main-sequence fitting dla gromad gwiazd6

7 7

8 Pulsowanie cefeidy 8

9 9

10 10

11 Zależność okres-jasność absolutna dla cefeid11

12 Okres pulsacji cefeidy jest miarą jej jasności absolutnej.12

13 Cefeidy w galaktyce NGC362113

14 Cefeidy w galaktyce M100 14

15 15

16 f= MHz 16 16

17 NGC 1744: obraz w linii wodoru (kontury) vs. obraz optyczny (negatyw)

18 NGC 1744: prędkości radialne18

19 Profil linii radiowej wodoru dla NGC 174419

20 Zależność Tully-FisheraSzerokość radiowej linii wodoru jest miarą jasności absolutnej galaktyki 20

21 Efekt Dopplera 21

22 Przesunięcie ku czerwieni (redshift)22

23 23

24 Edwin Hubble ( ) 24

25 100-calowy teleskop Hookera, na którym pracował Hubble25

26 Największe odkrycie Hubble'a – galaktyki oddalają się26

27 Prawo Hubble'a 27

28 Prawo Hubble'a 28

29 29

30 Laureaci Nagrody Nobla w dziedzinie fizyki w 2011r.Laureaci nagrody Nobla w dziedzinie fizyki w roku 2011 30

31 Drabina odległości 31

32 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.