Astronomia fascynuje ludzkość od wieków. Jednym z największych wyzwań jest określenie odległości do ciał niebieskich. Metody te są różnorodne i zależą od tego, jak daleko znajduje się obiekt, który chcemy zbadać. Pomiary odległości w astronomii to podstawa do zrozumienia budowy i ewolucji Wszechświata.
Paralaksa: Mierzenie odległości do bliskich gwiazd
Paralaksa to zmiana położenia obiektu względem odległego tła, obserwowana z różnych punktów widzenia. Wyobraź sobie, że wyciągasz rękę przed siebie i patrzysz na palec raz jednym, raz drugim okiem. Palec wydaje się przesuwać na tle odległych obiektów. W astronomii, rolę "oczu" Ziemi pełnią punkty na orbicie oddalone od siebie o pół roku.
Kiedy Ziemia obiega Słońce, bliskie gwiazdy wydają się nieznacznie przesuwać na tle bardzo odległych gwiazd. Im bliżej gwiazda się znajduje, tym większa jest jej paralaksa. Kąt paralaksy jest bardzo mały, dlatego mierzy się go w sekundach łuku. Jedna sekunda łuku (") to 1/3600 stopnia.
Jednostką odległości używaną w astronomii, związaną z paralaksą, jest parsek (pc). 1 parsek to odległość, z jakiej obiekt ma paralaksę równą 1 sekundzie łuku. 1 parsek odpowiada około 3,26 lat świetlnych. Paralaksa jest skuteczna do mierzenia odległości do gwiazd znajdujących się w odległości do kilkuset parseków.
Paralaksa trygonometryczna
Paralaksa trygonometryczna polega na wykorzystaniu geometrii i trygonometrii do obliczenia odległości na podstawie zmierzonego kąta paralaksy. Znając długość bazy (promień orbity Ziemi) i kąt paralaksy, możemy obliczyć odległość do gwiazdy za pomocą prostych wzorów trygonometrycznych. Ta metoda jest bardzo dokładna, ale jej zasięg jest ograniczony.
Świece standardowe: Określanie odległości do dalszych obiektów
Do mierzenia odległości do bardziej odległych obiektów astronomowie wykorzystują tzw. świece standardowe. Świeca standardowa to obiekt, którego jasność absolutna (rzeczywista) jest znana. Porównując jasność absolutną z jasnością obserwowaną (jak jasno obiekt świeci na Ziemi), można obliczyć odległość.
Cefeidy
Cefeidy to pulsujące gwiazdy zmienne, których okres pulsacji jest związany z ich jasnością absolutną. Im dłuższy okres pulsacji, tym jaśniejsza jest cefeida. Henrietta Leavitt odkryła tę zależność na początku XX wieku. Obserwując okres pulsacji cefeidy, możemy określić jej jasność absolutną, a następnie, porównując ją z jasnością obserwowaną, wyznaczyć odległość.
Cefeidy są bardzo ważne, ponieważ są stosunkowo jasne i można je obserwować z dużych odległości. Dzięki nim można mierzyć odległości do innych galaktyk. Edwin Hubble wykorzystał cefeidy do zmierzenia odległości do Galaktyki Andromedy, co dowiodło, że Wszechświat jest znacznie większy niż sądzono.
Supernowe typu Ia
Supernowe typu Ia to eksplozje białych karłów w układach podwójnych. Mają one bardzo zbliżoną jasność absolutną, co czyni je doskonałymi świecami standardowymi. Powstają w wyniku przekroczenia przez białego karła masy Chandrasekhara (ok. 1,44 masy Słońca).
Supernowe typu Ia są bardzo jasne i można je obserwować z ogromnych odległości, nawet z krańców obserwowalnego Wszechświata. Dzięki nim możemy mierzyć odległości do bardzo odległych galaktyk i badać ewolucję Wszechświata. Obserwacje supernowych typu Ia doprowadziły do odkrycia przyspieszonego rozszerzania się Wszechświata.
Prawo Hubble’a: Określanie odległości do najodleglejszych obiektów
Dla najodleglejszych obiektów, takich jak kwazary i odległe galaktyki, stosuje się prawo Hubble’a. Prawo to mówi, że prędkość oddalania się galaktyki jest proporcjonalna do jej odległości. Im dalej galaktyka się znajduje, tym szybciej się od nas oddala.
Prędkość oddalania się galaktyki można zmierzyć na podstawie przesunięcia ku czerwieni jej widma (redshift). Im większe przesunięcie ku czerwieni, tym większa prędkość oddalania się i tym większa odległość. Prawo Hubble’a jest fundamentalnym narzędziem w kosmologii.
Stała Hubble’a (H₀) to współczynnik proporcjonalności między prędkością oddalania się galaktyki a jej odległością. Dokładne określenie wartości stałej Hubble’a jest jednym z najważniejszych wyzwań współczesnej kosmologii. Istnieją różne metody pomiaru stałej Hubble’a, a wyniki tych pomiarów nie zawsze są ze sobą zgodne, co prowadzi do tzw. napięcia Hubble’a.
Pomiar odległości w astronomii to proces wieloetapowy, w którym stosuje się różne metody, zależnie od odległości do badanego obiektu. Paralaksa jest używana do mierzenia odległości do bliskich gwiazd, świece standardowe (cefeidy i supernowe typu Ia) do mierzenia odległości do galaktyk, a prawo Hubble’a do mierzenia odległości do najodleglejszych obiektów. Dzięki tym metodom możemy poznawać strukturę i ewolucję Wszechświata.
