6878602227

I

astronomia w szkole

absolutnej). A to, co widzimy (i potrafimy zmierzyć), to natężenie oświetlenia (siatkówki oka, kliszy fotograficznej). Tę metodę, przez analogię do poprzednich, nazwano metodą paralaks fotometrycznych [3].

Dość dawno zauważono, że oprócz gwiazd na niebie widzimy też obiekty rozciągłe. Około 1787 r. powstał nawet katalog takich obiektów (katalog Messiera). Z czasem wartość stałej Hubble’a (z czym do dzisiaj są pewne kłopoty), możemy wyznaczyć odległość r.

Interpretacja prawa Hubble’a sprawia pewne kłopoty. Młodzież prawie natychmiast wyciąga wniosek: skoro galaktyki oddalają się od nas, to my jesteśmy w środku Wszechświata. Niezrozumienie można dość prosto skorygować [5].

Historia powtórzyła się jeszcze przynajmniej dwukrotnie i dotyczyła odkrytych w 1963 r. kwazarów oraz nieco później błysków gamma (pierwsza publikacja o kosmicznym pochodzeniu błysków ukazała się w 1973 r. [6]). Sensowne wyjaśnienia natury kwazarów i źródeł błysków stało się możliwe dopiero po wyznaczeniu ich odległości.

Juliusz Domański

Literatura

[ 1 ] J. Domański, Astronomia i grawiacja, WOM, Toruń 1993.

[2]    J. Domański, Jak daleko stąd do Księżyka?, „Postępy Astronomii” 1/1994.

[3]    J. Domański, Magnitudo, co to takiego?, „Urania--Postępy Astronomii”, 6/1998.

[4]    O. Struve, V. Zebergs, Astronomia XX wieku, PWN, Warszawa 1967.

[5]    J. Domański, Elementy kosmologii, „U ran i a-Postępy Astronomii” 1/1997.

[6]    T. Bulik, P. Lipszyc, Zagadka błysków gamma, „Urania--Postępy Astronomii” 4/1999.

część z nich wyodrębiono pod wspólną nazwą mgławic (mgławica Andromedy, mgławica Koński Łeb). O odległościach do tych obiektów, a tym samym o ich naturze nie wiedziano prawie nic. W historii astronomii lata dwudzieste ubiegłego wieku nazywa się często okresem „wielkiego sporu”. Spór ten [4] dotyczył odległości (i natury) mgławic spiralnych. O tym, jak był trudny, mogą świadczyć oszacowania (lata 1907-1917) odległości do Wielkiej Mgławicy Andromedy. Uzyskiwano wyniki od 20 do 500000 1. św. Dopiero w 1923 r. E. Hubble dostrzegł w tej mgławicy 3 cefeidy i mierząc okresy ich zmian blasku, uzyskał

bliski prawdy wynik — 900 000 I. św. (współczesne wyznaczenia dają 2 300 000 l.św.). Obserwowany Wszechświat stał się znacznie, znacznie większy! Wiele mgławic okazało się być galaktykami podobnymi do Galaktyki Drogi Mlecznej. Cefeidy możemy dostrzec tylko w stosunkowo bliskich galaktykach. Odległości do dalszych określamy najczęściej w oparciu o prawo Hubble’a stwierdzające, że galaktyki oddalają się od nas z prędkościami proporcjonalnymi do ich odległości:

w_r = Hr.

Prędkość radialną galaktyki możemy wyznaczyć opierając się na obserwowanym efekcie Dopplera. Jeśli znamy

2/2003 URANIA - Postępy astronomii 75