Даљине небеских тијела

Припремио: Војислав Гледић

Стари Грци су први почели да пажљиво посматрају кретања небеских тијела и да користе математичке методе за одређивање њихових путања. Примјена геометрије на тумачења облика путања кретања небеских тијела је представљало огроман напредак и ударање темења астрономији као егзактној науци.

Највећи домет у старом вијеку је астрономија доживјела у Алксандрији гдје је вјековима постојала и астрономска опсерваторија. Ту су редовно вршена посмарања, али и мјерења угловних величина  на небу помоћу посебних инструмената (квадрант, гноном, астролаб и др.). Управо су мјерења и коришћење геометријских метода омогућила да се начине и први системи свијета, од којих је најпознатији Птоломејев настао срдином 2. вијека наше ере. Старогрчки астроном Аристарх са Самоса (око 320 – 250. г. прије н.е.)  извршио је прво мјерење удаљености Мјесеца, на основу чега је одредио и његову величину, а потом је то искористио да би одредио величину и даљину Сунца.

Мјерење даљина небеских тијела је најљепши и најбољи примјер изванредне луцидности и оштроумности примјене  геометријских и тригонометријских метода у астрономији (и науци уопште).  У основи првих и главних метода мјерења удаљености се налази одређивање тзв. паралакса. Ову методу користе и геодети када врше мјерење удањених, посебно неприступачних објеката. Ако се посматра неко тијело из два различита положаја, онда се на  удаљенијој позадини његов положај мијења. То се најбоље може  видјети ако најприје једним, а затим другим оком посматрамо испружени прст руке у односу на позадину неког зида. Када је позната раздаљина између два положаја из којих се врши посматрање неког објекта и ако је тачно измјерен угао који заклапају визуре (које се мјере  дурбином или теодолитом), онда  се једноставном примјеном тригонометије може одредити даљина датог предмета.

Сличну методу су астрономи користили вјековма примјеном великих и прецизних инструмената, а као основа је служила Земља. У астрономији се под дневном паралаксом подразумијева угао под којим се из дате тачке  у васиони види Земљин полупречник. Умјесто да се мјерења удаљености одређеног небеског тијела обавља са двије удаљене тачке на Земљи, боље је и лакше користи њено дневно обртање. Том методом се могу мјерити само раздаљине небеских тијела у Сунчевом систему.  Међутим, за мјерење даљина звијезда и других објеката тзв. дубоког космоса користи се годишња параласа. Из два различита положаја Земље, на њеном годишњем обртању око Сунцам (обично послије пола године)   прецизно се одреди положај дате звијезде на полеђини звјезданог  свода. Том методом је   њемачки астроном Фридрих Бесел (1784 – 1846) први одредио 1838. године паралаксу (што значи и даљину)   једне звијезде  у сазвјежђу Лабуд (и добио вриједност 11 свјетлосних година). Овом методом се, иначе, могу мјерити даљине звијезда до око 200 свјетлосних година.

За мјерење удаљености тијела у Сунчевом систему користи се астрономска једицица која представља растојање  Земље од Сунца. Она износи око 150 милиона километара. За мјерење удаљености звијезда је то исувише мала величина па се употребљавају много веће и примјереније  јединице:  свјетлосна година и парсек   Свјетлосна година је пут који пређе свјетлост за годину дана крећући се брзином од око 300.000 километара у секунди и износи око  9,5 билиона (хиљада милијарди) километара. Парсек је термин који је у ствари   скраћеница ријечи ..паралакса“ и ,,секунда“ и представља одстојање које одговара годишњој паралакси једног лучног секунда. Другим ријечима, парсек је  раздаљина са којег се велика полуоса Земљине путање види под углом од једне лучне секунде. Износи 3,26 свјетлосних година, или 206.265 астрономских јединица.

Килопарсек је 1.000 парсека, а мегапарсек – милион парсека. Изражавање удаљености небеских објеката дубоког свемира помоћу километара или астрономских јединица давало би низове од десетине цифара!

У астрономији се користе и друге меоде за мјерење удањености далеких космичког објеката, јер ту не помаже одређивање паралакса (грешке мјерења су веће него што то могу обезбиједити најбољи и најпрецизнији инструменти). У ту сврху се користе посебне промјенљиве звијезде, као што су   цефеиде (назване по звијезди Делта Цефеја која има период промјене сјаја од 5,3 дана)  код којих се може процијенити апсолутни (стварни) сјај, а првидни се одређује посмарањем. Из тога се затим  може одредити и даљина датог објекта. Ту методу је користио  Едвин Хабл (1889 – 1953) и установио да је Маглина Андромеде удаљена око 750.000 свјелосних година, дакле да се налази далеко изван граница наше Галаксије (касније је установљено да је та удаљеност око 2,3 милиона свјетлосних година). Наведена  метода се може користити за мјерење удаљености до око 40 милиона свјетлосних година, па је примијењена  за мјерење раздаљина групе  најближих галаксија у нашем космичком окружењу.

Хабл је открио и чињеницу да се слабо уочиве  галаксије све брже удаљавају што им је раздаљина од Земље већа. Формулисао је једноставан закон који показује математички израз зависности удаљености и брзине удаљавања: она се може једноставно измјерити помоћу спектроскопа јер свака радијално кретање свјетлећих објеката се манифестује промјеном спектра у складу са Доплетовим ефектом. Када се објекат приближава, његов спектатр се помјера ка љубичастом дијелу, а када се  удаљава, онда се спектар помјера ка црвеном дијелу скале.

Хабл је установио да се је спектар неких слабо видљивих галаксија јако измијењен ка црвеном дијелу спектра, што значи да се оне удаљавају изузетно великим бзинама. На основу свога закона успио је да одреди  раздаљину тих објеката. Тако је астрономија у стању да мјери  удаљеност и до крајњих граница   васионе, а она износи око 13,7 милијарди свјетлосних година. Да би се на тој удаљености уопште могли регистровати космички објекти, они морају   да  исијавају гигантске количине енергије,  а то су  квазари који се   налазе на самој ,,граници“ космоса.

Придружите нам се на Вајберу и Телеграму: