:: wikimiki.org ::

Hubbleov Zakon

Hubbleov zakon

Edwin Hubble (1888. - 1953.), otkrio je 1929. proporcionalnost između udaljenosti pojedine galaksije i njenog crvenog pomaka. Hubble je uz pomoć Dopplerovog efekta zaključio da su udaljenosti galaksije i njene brzine udaljavanja proporcionalni tj. da se dalje galaksije udaljavaju od nas većim brzinama. Ta se proporcionalnost može izraziti formulom koju nazivamo Hubbleov zakon: :v = H₀ r gdje su: v - brzina udaljavanja, H₀ - Hubbleova konstanta, r - udaljenost. Ako se sve galaksije udaljuju od nas, znači li to da se nalazimo u središtu svemira? Ne! Budući da se svemir širi, svi se dijelovi udaljuju od svih ostalih, kao krhotine nakon eksplozije, pa bi hipotetski stanovnici drugih galaksija također primijetili da se cijeli svemir razmiče od njih. Važno je napomenuti da se ova usporedba sa eksplozijom ne shvaća previše doslovno jer se svemir nema u čemu širiti - on je sve što jest. Da bismo odredili Hubbleovu konstantu potrebno je za što veći broj galaksija odrediti njihove brzine udaljavanja i udaljenosti. Brzine udaljavanja se računaju preko spektra galaksije - uvrštavanjem pomaka valnih duljina nekih spektralnih linija u jednadžbe Dopplerovog efekta.

Mjerenje udaljenosti u svemiru

Većina metoda mjerenja udaljenosti galaksija temelji se na ovisnosti njihovog prividnog sjaja o luminozitetu i udaljenosti. Poteškoća je što udaljenije objekte vidimo u ranijim stadijima razvoja svemira, pa se postavlja pitanje mijenja li, i kako, pojedini tip objekta luminozitet tijekom svog razvoja. U postupku koji su prvi put primijenili A. Sandage i G. Tammann polazi se od precizne vrijednosti astronomske jedinice, koja je dobivena radarskim mjerenjima položaja i gibanja Venere. Udaljenosti bližih zvijezda se nalaze metodom zvjezdane paralakse. Zatim se metodom zvjezdanih skupova nalaze udaljenosti bližih otvorenih skupova. Udaljenost otvorenih skupova se koristi za kalibriranje krivulje period-apsolutni sjaj za promjenjive zvijezde Cefeide. Pri tome se opažaju Cefeide koje se nalaze u otvorenim skupovima. Tada se pomoću relacije period-apsolutni sjaj određuju udaljenosti bližih galaksija, u kojima je moguće razlučiti Cefeide. Procijenjene udaljenosti što većeg broja galaksija koriste se za procjenu vrijednosti Hubbleove konstante H₀. Ovom je metodom dobivena vrijednost H₀ = 15 km/s po milijunu svjetlosnih godina. Postupkom koji su razvili M. Aaronson, J. Mould i J. Huchra dobivena je nešto veće vrijednost: 27 km/s po milijunu svjetlosnih godina. Postupak se temelji na tzv. Tully-Fischerovoj relaciji koja povezuje brzinu rotacije pojedinih tipova spiralnih galaksija s njihovim luminozitetom. Ovisnost je fizikalno opravdana činjenicom da su i brzina rotacije i luminozitet ovisni o masi galaksije.

Hubbleova konstanta i starost svemira

Cefeide Prema teoriji velikog praska širenje svemira započelo je prije konačnog vremena, kada je čitav svemir bio sažet u vrlo mali prostor. Starost svemira (vrijeme proteklo od velikog praska) može se procijeniti iz vrijednosti Hubbleove konstante H₀. Recipročnu vrijednost H₀ nazivamo Hubbleovo vrijeme τ: :τ = 1/H₀ Mjerenja pokazuju, da se brzina udaljavanja povećava za približno 13 km/s kada se udaljenost poveća za milijun godina svjetlosti. Iz tog podatka dobivamo za Hubbleovo vrijeme: :

\tau = \frac  =\frac  = 23\ milijarde\ g

Hubbleovo vrijeme ima jasno značenje. Ako bi se svemir sve vrijeme širio današnjom brzinom, počeo bi se širiti točno prije Hubbleova vremena τ. Međutim, Hubbleovo vrijeme veće je od stvarne starosti svemira. Naime, uslijed usporavanja širenja svemira (posljedica međusobnog gravitacijskog privlačenja svih masa u svemiru) današnja vrijednost Hubbleove konstante je manja od vrijednosti u ranijim trenucima razvoja svemira. Da bi odredili starost svemira, uz Hubbleovu konstantu trebamo izmjeriti i usporavanje širenja svemira.

Vanjske poveznice

- [http://astro.fdst.hr/Kozmologija/index.php Astronomska sekcija Fizikalnog društva Split - Kozmologija]
- [http://eskola.hfd.hr/fizika_svemira/povijest.html Fizika svemira: povijest svemira] Category:Astronomija ja:ハッブルの法則

1888

18. stoljeće | 19. stoljeće | 20. stoljeće
1850-1859 | 1860-1869 | 1870-1879 | 1880-1889 | 1890-1899 | 1900-1909 | 1910-1919
1883 | 1884 | 1885 | 1886 | 1887 | 1888 | 1889 | 1890 | 1891 | 1892 | 1893

----

Događaji

Rođenja

- 1. rujna - Andrija Štampar, hrvatski liječnik, specijalist higijene i socijalne medicine († 1958.)
- 1. listopada - Zvonko Milković, hrvatski pjesnik i putopisac († 1978.)

Smrti

- 4. srpnja - Theodor Storm, njemački književnik (
- 1817.)
- 18. prosinca - Antun Mažuranić, hrvatski jezikoslovac (
- 1808.) Category:Godine ko:1888년 ms:1888 simple:1888 th:พ.ศ. 2431

1953

19. stoljeće | 20. stoljeće | 21. stoljeće
1920-1929 | 1930-1939 | 1940-1949 | 1950-1959 | 1960-1969 | 1970-1979 | 1980-1989
1948 | 1949 | 1950 | 1951 | 1952 | 1953 | 1954 | 1955 | 1956 | 1957 | 1958

----

Događaji

Rođenja

- 11. ožujka - Branimir Johnny Štulić, frontmen grupe Azra
- 25. ožujka - Vesna Pusić, hrvatska političarka
- 1. travnja - Barry Sonnenfeld, producent, redatelj i snimatelj filmova
- 8. lipnja - Ivo Sanader, predsjednik hrvatske vlade
- 22. studeni - Matija Ljubek, hrvatski kanuist

Smrti

- 5. ožujka - Josif Visarionovič Staljin, sovjetski političar i državnik (
- 1879.)
- 1. lipnja - Emanuel Vidović, hrvatski slikar (
- 1870.)
- 27. listopada - Ivo Kerdić, hrvatski medaljer i kipar (
- 1881.)
- 8. studeni - Ivan Aleksejevič Bunin, ruski književnik (
- 1870.)
- 19. prosinca - Robert Andrews Millikan, američki fizičar (
- 1868.) Category:Godine ja:1953年 ko:1953년 ms:1953 simple:1953 th:พ.ศ. 2496

1929

19. stoljeće | 20. stoljeće | 21. stoljeće
1890-1899 | 1900-1909 | 1910-1919 | 1920-1929 | 1930-1939 | 1940-1949 | 1950-1959
1924 | 1925 | 1926 | 1927 | 1928 | 1929 | 1930 | 1931 | 1932 | 1933 | 1934

----

Događaji

Rođenja

- 15. siječnja - Martin Luther King († 1968.)
- 4. svibnja - Audrey Hepburn, američka filmska i kazališna glumica († 1993.)
- 12. lipnja - Anne Frank, autorica poznatog "Dnevnika Anne Frank" († 1945.)

Smrti

- 4. travnja - Carl Benz, njemački izumitelj (
- 1844.)
- 17. listopada - Vladimir Gortan, hrvatski politički djelatnik (
- 1904.) Category:Godine ja:1929年 ko:1929년 ms:1929 simple:1929 th:พ.ศ. 2472

Galaksija

# Jedan od naziva za Mliječni put, našu galaksiju # Velika nakupina gravitacijski vezanih zvijezda. Vidi i:
- Spiralna galaksija
- Eliptična galaksija
- Lećasta galaksija (lentikularne)
- Nepravilna galaksija

Vanjske poveznice

- [http://astro.fdst.hr/Kozmologija/morfoGalaksija.php astro.fdst.hr :: Kozmologija :: Morfologija galaksija] Category:astronomija

Dopplerov efekt

Promjena promatrane valne duljine vala zbog međusobnog približavanja ili udaljavanja izvora i promatrača. Dopplerov efekt otkrio je Christian Doppler (1803-1853) 1842. godine na osnovu proučavanja promjene frekvencije svjetlosti koju emitiraju zvijezde u dvojnom sustavu (dvije zvijezde koje se okreću jedna oko druge), ali Dopplerov efekt eksperimentalno je potvrdio C.H.D. Buys Ballot 1845. godine na Utrechtskoj željezničkoj stanici uspoređujući zvuk trubača koji stoje na jednom mjestu i trubača koji se gibaju. Ta se promjena može opaziti u barem dvije različite pojave. Prvi je primjer razlika u visini tona kod automobila (ili vlaka) koji se priblizava te onog koji se udaljava. To se opažanje temelji na različitim gustoćama zvučnih valova objekta koji se približava od onog koji se udaljava. Kao na slici, možemo zamisliti da su fronte zvučnih valova prikazane sivim linijama. Ako nam se automobil približava, fronte postaju gušće, te frekvencija zvuka kojeg čujemo raste. U obrnutom slučaju, fronte su rjeđe i frekvencija pada. Drugi primjer je u opažanju svjetlosti svjetlećeg objekta koji se nekom brzinom približava ili se udaljava od promatrača. Vidi još:
- Crveni pomak
- Plavi pomak Category:fizika ja:ドップラー効果

Luminozitet

= U fizici = = U astrofizici = ; Luminozitet : količina energije koju izrači tijelo u jedinici vremena. Oznaka i jedinice:

L

u jedinicama

W

Kako izračunati luminozitet zvijezde

Neka zvijezda polumjera

R

ima površinsku temperaturu

T

. Tada je njen luminozitet:

L=4\pi \sigma R^2 T^4

gdje je

\sigma

Stefan-Boltzmannova konstanta, 5.670 400(40) × 10⁻⁸ J s⁻¹ m⁻² K⁻⁴. Kategorija:Fizikalne veličine de:Leuchtkraft] [[ca:Lluminositat absoluta]] [[de:Leuchtkraft ja:光度 (天文学)

Venera (planet)

Venera je drugi po udaljenosti planet od Sunca. Venera je udaljena 0.72 AU ili 108,200,000 km od Sunca, ima promjer 12,103.60 km i masu 4.869×10²⁴ kg. Venera je treće tijelo po sjajnosti na nebu, poslije Sunca i Mjeseca. Venera je dobila ime prema Veneri, rimskoj božici ljepote. Stari Grci su je zvali Afrodita, te Eosphorus za jutarnju pojavu i Hesperus za večernju. U našim krajevima poznata je i pod imenom zvijezda Danica ili jutarnja zvijezda, jer je vidljiva prije izlaska Sunca na istočnom nebu i odmah nakon zalaska Sunca na zapadnom nebu, a kad je u najsjajnijoj fazi može se vidjeti i preko dana.

Fizička svojstva

Atmosfera

Atmosfera Venere sastoji se najvećim dijelom od ugljik dioksida (96%) i dušika (3%). Ostalih 1% čine sumpor dioksid, vodena para, ugljik monoksid, argon, helij, neon, ugljikov sulfid, klorovodik i fluorovodik. Atmosferski tlak na površini Venere iznosi 9321.9 kPa, što je 90 puta više od tlaka na površini Zemlje. Velika količina ugljik dioksida stvara efekt staklenika, zbog čega temperatura na površini dostiže i 500°C, što je 400°C više od očekivanog. Srednja vrijednost temperature na površini iznosi 464°C. Tako je površina Venere toplija od površine Merkura, iako je u usporedbi s njim udaljena od Sunca otprilike dvostruko i prima četiri puta manje svjetlosti. Iako je rotacija Venere izuzetno spora, zahvaljujući toplinskim strujanjima u gustoj atmosferi nisu velike temperaturne razlike između dnevne i noćne strane. Vjetrovi u višim slojevima atmosfere vrlo brzo obiđu planet i pomažu raspodjeli topline. Brzina ovih vjetrova prelazi 350 km/h iznad sloja oblaka, dok su vjetrovi uz površinu znatno sporiji. Površina Venere nije vidljiva izvana zbog sloja oblaka koji potpuno okružuju planet. Sastoje se od kapljica sumpor dioksida i sulfatne kiseline.

Reljef

Većinu površine čine ravnice. Ističu se tri područja prozvana "kontinentima": Ishtar Terra (na sjevernoj polukugli), Aphrodite Terra (na južnoj polukugli) i Beta Regio (na ekvatoru). Najviša planina Maxwell Montes dio je lanca planina koje okružuju visoravan Lakshmi Planum. Između kontinenata prostiru se bazaltne ravnice: Atalanta Planitia, Guinevere Planitia i Lavinia Planitia. Zbog guste atmosfere većina meteorita jako uspore pad ili potpuno izgore, zbog čega na površini nema kratera manjih od 3 km u promjeru. Vrlo malen broj kratera i površina pokrivena bazaltom (oko 90% površine) dokaz su čestih izlijevanja lave. Snimci sa sonde Magellan otkrivaju velik broj manjih vulkana (oko 100 000), te stotinjak velikih.

Svojstva unutrašnjosti planeta

Pretpostavlja se da je građa Venera slična Zemlji. Željezna jezgra zauzima središte planeta i promjera je oko 3000 km. Iznad jezgre nalazi se otopljeni kameni omotač koji zauzima većinu volumena planeta. Prema novijim podacima dobivenim sa sonde Magellan, Venerina kora je deblja i čvršća nego što se ranije pretpostavljalo. Smatra se da Venera nema pokretne tektonske ploče poput Zemlje, nego da naprezanja u omotaču u pravilnim razmacima izbacuju lavu na površinu. Zbog toga je većina površine nastala nedavno (prije nekoliko stotina milijuna godina), dok su najstariji dijelovi stari oko 800 milijuna godina. Novija istraživanja pokazuju da je Venera vulkanski aktivna u izoliranim područjima.

Magnetosfera

Venera nema magnetsko polje, vjerojatno zbog spore rotacije, nedovoljne da bi rastopljeno željezo u jezgri planeta proizvelo odgovarajući učinak. Budući da nema magnetskog polja, sunčev vjetar djeluje izravno na gornje slojeve Venerine atmosfere. Smatra se da je Venera imala velike količine vode, poput Zemlje, ali se vodena para pod utjecajem sunčeva vjetra raspala na vodik i kisik. Dok se kisik vezao s drugim atomima u spojeve, vodik je, zbog male molekularne mase, lako napustio atmosferu. Pronađeni udjel vodikova izotopa deuterija podupire ovu teoriju (ima veću masu i teže napušta atmosferu).

Orbita

Svojstva orbite
Prosj. udaljenost od Sunca	0.723 AU
Prosječni polumjer	108,208,930 km
Ekscentricitet	0.00677323
Ophodno vrijeme	224.695 dana
Sinodički period	583.92 dana
Prosj. orbitalna brzina	35.0214 km/s
Nagib	3.39471°

Putanja Venere je gotovo kružna sa ekscentricitetom manjim od 0.01.

Rotacija

Venera sporo retrogradno rotira, to jest okreće se u smjeru od istoka prema zapadu, za razliku od većine ostalih planeta (retrogradnu rotaciju imaju još Uran i Pluton). Nije sasvim siguran razlog ove pojave, a pretpostavlja se da je uzrok sudar sa većim tijelom (moguće asteroidom) u vrijeme formiranja planeta. Osim ove pojave, periodi rotacije Venere i njenog kretanja oko Sunca sinkronizirani su tako da je Venera uvijek okrenuta prema Zemlji istom stranom u vrijeme kada su dva planeta najbliži jedan drugome. To može biti rezultat djelovanja plimnih sila među planetima, a možda je samo slučajnost.

Povijest ljudskog istraživanja

Međuplanetarne sonde
Godina lansiranja	Ime sonde	Država	Misija uspješna
1961	Sputnik 7	SSSR	-
1961	Venera 1	SSSR	-
1962	Mariner 1	SAD	-
1962	Sputnik 23	SSSR	-
1962	Mariner 2	SAD	Da
1967	Venera 4	SSSR	Da
1967	Mariner 5	SAD	Da
1969	Venera 5	SSSR	-
1969	Venera 6	SSSR	-
1970	Venera 7	SSSR	Da
1972	Venera 8	SSSR	-
1973	Mariner 10	SAD	-
1975	Venera 9	SSSR	Da
1975	Venera 10	SSSR	Da
1978	Pioneer Venus	SAD	Da
1978	Venera 11	SSSR	-
1978	Venera 12	SSSR	-
1981	Venera 13	SSSR	Da
1981	Venera 14	SSSR	-
1983	Venera 15	SSSR	-
1983	Venera 16	SSSR	-
1984	Vega 1	SSSR	Da
1984	Vega 2	SSSR	Da
1989	Magellan	SAD	Da
1990	Galileo	SAD	Da
1998	Cassini	SAD	Da

Venera je najsjajniji objekt na nebu iza Sunca i Mjeseca. Iz tog je razloga Venera čovjeku poznata od kada je prvi puta uperio pogled u noćno nebo. Venera je prema svojim osnovnim obilježjima Zemljina sestra blizanka po dimenzijama i masi. Zbog toga su ljudi dugo vremena vjerovali da se ta sličnost odnosi i na druge pojave. Zamišljena je kao Zemlja u mladim, prethistorijskim danima. Suncu je bliža od Zemlje pa zbog toga prima oko dva puta više njegove energije. Ali sjajni oblaci reflektiraju oko tri četvrtine Sunčevog zračenja natrag u svemir, pa se očekivalo da temperatura na površini Venere nije previše visoka. Vjerovalo se da je sastav atmosfere i površinski pritisak sličan Zemljinom. Zamišljali su je kao mladi svijet pokriven oceanom u kojem buja prethistorijski život. Sve su se te pretpostavke pokazale potpuno krivima. Dugo vremena Venera je ostala tajnovita zbog gustih oblaka koji je prekrivaju. Sve što se na njoj može opaziti je sjajni, potpuno jednolični oblačni pokrov koji skriva površinu planeta od naših pogleda. Tek su prije dvadesetak godina fotografske tehnike snimanja u ultraljubičastom dijelu spektra uspjele pokazati da taj oblačni sloj nije potpuno jednoličan. Prva mjerenja površinske temperature izvedena pomoću velikih radioteleskopa sa Zemlje dala su toliko velike iznose, oko 400°C, da su znanstvenici pomislili kako se radi o nekom nepoznatom efektu u Venerinoj ionosferi. Jednostavno nisu mogli vjerovati da je površinska temperatura na Veneri tako visoka. U novije su doba svemirske letjelice na Veneru slali Amerikanci i Sovjeti. Prva letjelica koja je za cilj imala Veneru je bila ruski Sputnik 7 (1961), ali je završila neuspjehom, kao i nekoliko misija nakon nje (1961: Venera 1, 1962: Mariner 1 i Sputnik 23). Prva uspješna misija (a u daljnjem tekstu ćemo samo te i spomenuti) bila je prelet američke letjelice Mariner 2 (27.8.1962) pokraj Venere. Kada je sonda prošla na oko 35 000 km iznad Venerinih oblaka, mjerni instrumenti potvrdili su visoku površinsku temperaturu. Prva uspješna misija tadašnjeg Sovjetskog Saveza bila je Venera 4 (1967). Ova je letjelica ispustila u atmosferu sonde sa mjernim instrumentima. Gotovo u isto vrijeme trajala je i američka misija Mariner 5. Venera 7 je 17. kolovoza 1970. postala prva letjelica koja se meko spustila na drugi planet. Venera 9 i Venera 10 su planet Veneru posjetile u lipnju 1975, a sastojale su se od orbitera i landera. Venera 9 poslala je prve crno-bijele fotografije sa površine Venere. Jednostavni eksperimenti koje su sonde napravile pokazali su da su stijene na Veneri vrlo slične onima na Zemlji, da je površinska temperatura 455°C, a atmosferski pritisak odgovara pritisku koji na Zemlji vlada u morima na dubini od 900 m. Slike su pokazale da i na Veneri postoje erozijski procesi, što je dosta iznenadilo znanstvenike. Voda, koja je glavni krivac za eroziju na Zemlji, na Veneri praktički ne postoji, pogotovo ne u tekućem stanju. Ako pretpostavimo da bi to mogla biti erozija vjetra, i to moramo isključiti jer je najveća brzina vjetra izmjerena na površini Venere bila svega oko 15 km/h, što odgovara laganom povjetarcu. Američka misija Pioneer Venus sastojala se od dvije komponente, orbitera i multisonde, koje su lansirane odvojeno u svibnju i kolovozu 1978. godine. Misija orbitera je, među ostalim, imala za cilj i radarsko snimanje reljefa, a trajala sve do kolovoza 1992. Multisonda je na Veneru izbacila 4 atmosferske sonde. Njihov pad kroz atmosferu trajao je oko jedan sat, ali su u tom kratkom vremenu sakupljeni mnogi dragocjeni podaci. Jedna od sondi je čak preživjela pad do površine odakle je slala podatke još jedan sat prije nego što se praktički rastopila. Od četiri sonde, dvije su ušle u atmosferu na noćnoj strani i otkrile jednu vrlo interesantnu pojavu. Na visini od oko 11 km nebo tinja crvenkastim sjajem koji potječe od bezbrojnih munja koje neprestano bljeskaju. Instrumenti su zabilježili i do 25 bljeskova u sekundi. Način na koji nastaju sve te silne munje ostao je neobjašnjen. Njihovi odbljesci mogli bi biti tajanstveno pepeljasto svjetlo koje je više puta opaženo teleskopima sa Zemlje na noćnoj Venerinoj strani. Prve fotografije Venerine površine u boji snimio je lander Venera 13. Sovjetske letjelice Vega 1 i Vega 2 ispustile su 1984. godine u Venerinu atmosferu landere i atmosferske balone, te produžili u susret Halleyjevom kometu. Američka letjelica Galileo je također, na svom putu prema Jupiteru, posjetila Veneru. Američka misija Magellan (1989 - 1994) imala je za primarni cilj mapiranje Venerine površine uz pomoć radara. Mapirano je 99% površine uz 300 m/piksel rezoluciju. Posljednja letjelica koja je posjetila Veneru bila je letjelica Cassini-Huygens na svom putu za Saturn.

Vanjske poveznice

- [http://astro.fdst.hr/SuncevSustav/200_venera.php Astronomska sekcija Fizikalnog društva Split - Venera]

Literatura

- Enciklopedija astronomije

Category:Sunčev sustav ja:金星 ko:금성 ms:Zuhrah simple:Venus (planet) th:ดาวศุกร์

Paralaksa

Prividna promjena položaja objekta u odnosu na pozadinu usljed razlike u položaju dvaju promatrača, promjene položaja promatrača ili usljed gibanja promatrača velikim brzinama. Category:fizika

Veliki prasak

Pogledati: Kozmologija Po teoriji Velikog praska (eng. Big Bang), svemir se prije (prema posljednjim istraživanjima) 14-15 milijardi godina počeo širiti iz točke neizmjerne gustoće, te se nastavio širiti do danas. Ova teorija, za razliku od suparničkih teorija, obuhvaća koncepte mijenjanja i evolucije svemira, te je zato jedina u stanju objasniti pojave kao što su Hubbleov zakon, kozmičko mikrovalno pozadinsko zračenje i omjeri lakih elemenata u svemiru.

Prije Planckovog vremena

Velikim praskom naziva se događaj stvaranja svemira. Važno je razumjeti da Veliki prasak nije nikakva eksplozija u "središtu svemira" (svemir nema središte!) već sam događaj stvaranja prostora, vremena, materije i energije. Svemir se nakon Velikog praska počeo širiti i širi se i danas. Sa širenjem prostora, materija se razrjeđivala, svemir se hladio i mijenjao: od homogene "juhe" vrućih, nama danas uglavnom nepoznatih čestica, do današnjeg hladnog svemira sa milijardama galaksija. Sam trenutak stvaranja i kratak period od 10^-44 sekundi nakon stvaranja još uvijek su izvan domašaja znanosti. Naime, Einsteinova opća teorija relativnosti, jedina opće prihvaćena teorija prostora i vremena, ne funkcionira za sustave manje od tzv. Planckove udaljenosti (10^-35 metara) i za događaje koji traju kraće od tzv. Planckovog vremena (10^-44 sekundi). Unutar Planckovog vremena ni prostor ni vrijeme više nemaju isto značenje kao u svakodnevnom životu. Tu bi granicu trebala srušiti kvantna teorija gravitacije, koja još uvijek nije razvijena. Ovaj početni period svemira zovemo "epoha kvantne gravitacije".

Kratka povijest svemira

Svemir možemo podijeliti u nekoliko epoha. Iza epohe kvantne gravitacije, slijede redom epoha velikog ujedinjenja, epoha elektroslabe sile (kvarkovska epoha), leptonska epoha, fotonska epoha, epoha u kojoj svemir postaje proziran i epoha formiranja galaksija nakon koje nastupa sadašnja faza razvoja svemira. Epoha velikog ujedinjenja nastavlja se na epohu kvantne gravitacije, u trenutku kada je svemir imao temperaturu od 10³² K. Oko 10^-38 sekundi nakon nastavka svemira, pri temperaturi od 10²⁹ K, temeljna međudjelovanja - jako, slabo i elektromagnetsko - mogla su biti ujedinjena. Fluktuacije u vakumu uzrokuju ubrzanu ekspanziju, tzv. inflaciju. Svemir je u 10^-34 sekundi narastao od 10^-15 m do veličine deset milijuna promjera sunčevog sustava. U ovoj epohi nastaje mala asimetrija između materije i antimaterije, koje će se kasnije uglavnom poništiti, no mali višak materije stvoriti će današnji svemir. Ovaj se proces zove bariogeneza. U epohi elektroslabe sile (kvarkovska epoha), pri temperaturi od 10²⁷ K i starosti svemira od 10^-34 s, jako međudjelovanje se počinje odvajati od preostala dva koja zajedno tvore elektroslabu silu. Kvarkovi i antikvarkovi se međusobni poništavaju, a spomenuta asimetrija odgovorna je za postojanje materije u svemiru. Leptonska epoha počinje pri starosti svemira od 10-10 sekundi i pri temperaturi od 10¹⁵ K. U ovoj se epohi razdvajaju elektromagnetska i slaba sila. Pri starosti svemira od oko 10^-5 s stvaraju se protoni i neutroni. Na temperaturi ispod 10¹¹ K protoni se ubrajaju u "tvar" dok se skoro 2000 puta lakši elektroni ponašaju kao zračenje, pa, uz neutrine, doprinose termičkoj ravnoteži. Protoni i neutroni slobodno prelaze jedni u druge, no to prestaje kad se svemir ohladi do temperature od 10¹¹ K, nakon čega prevladava prelazak iz težih neutrona u lakše protone, pri čemu se energija oslobađa. Nakon uspostave ravnoteže između procesa prelaska protona u neutrone i obrnuto, 38% nukleona (neutrona i protona) su neutroni, a 62% protoni. Oko 1 sekundu nakon nastanka svemira, pri temperaturi od 10¹⁰ K, nastaje fotonska epoha. Termička ravnoteža se više ne održava neutrinima, a istovremeno se veliki broj protona i elektrona anihilira i prelazi u fotone. Tri minute nako Velikog praska, pri temperaturi od 10⁹ K stvaraju se jezgre atoma deuterija - deutroni, nakon čega nastaju jezgre elemenata težih od vodika, uglavnom helija. Ovaj proces se naziva prvotna nukleosinteza. Oko 300 000 godina nakon Velikog praska, pri temperaturi od 3000 K, svemir postaje proziran. Elektroni se s protonima vežu u vodikove atome, koji su električni neutralni, pa svemir postaje proziran za fotone. Svjetlost koja nam dolazi sa "rubova" svemira krenula je na svoj put prema nama u vrijeme zadnjih raspršenja fotona na 3000 K. Ovu je svjetlost prikupio satelit COBE (Cosmic Background Explorer), a kasnije i WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Ovo je zračenje, uslijed širenja svemira, do danas ohlađeno na 2.7 K i predstavlja kozmičko mikrovalno pozadinsko zračenje koje su 1964. godine otkrili Arno Penzias i Robert Wilson. Milijardu godina nakon Velikog praska, počinje epoha formiranja galaksija, temeratura je pala na 18 K. Početne nehomogenosti, iako vrlo male, prouzročile su tijekom milijarde godina grupiranje tvari u nakupine - preteče protogalaksija. Od najgušćih područja nastaju prve zvijezde, od kojih one najmasivnije vrlo brzo eksplodiraju kao supernove. Svemir se nastavlja hladiti sve do današnje temperature od 2.7 K. U jezgrama zvijezda koje su nastale od jezgara vodika i helija, stvaraju se teže atomske jezgre. Ugljik, kisik, dušik i željezo stvoreni nukleosintezom u zvijezdama, raspršuju se svemirom eksplozijama supernovih, čineći osnovu za zvijezde nove generacije.

Dokazi

Kozmičko mikrovalno pozadinsko zračenje, Hubbleov zakon, količina i lokacija lakih elemenata, radio-galaksije i kvazari razlozi su zašto većina kozmologa danas prihvaća teoriju Velikog praska, a ne suparničku teoriju stalnog stanja. 1. Kozmičko mikrovalno pozadinsko zračenje Zasigurno najjači dokaz teorije Velikog praska je kozmičko mikrovalno pozadinsko zračenje (eng. Cosmic Microwave Background Radiation, CMBR). To je difuzno izotropno zračenje čiji spektar odgovara spektru zračenja crnog tijela pri temperaturi od 2.73 K. Spektar zračenja se nalazi u mikrovalnom dijelu spektra, van optičkog prozora, pa ga je moguće detektirati samo radio-teleskopima. Smatra se da ovo zračenje predstavlja ohlađeno zračenje zaostalo iz vremena ranog svemir. Otkriće CMBR je vrlo važno jer jer se uklapa u teoriju Georgea Gamowa po kojoj su kemijski elementi stvoreni u prvih 5 minuta nakon Velikog praska. On je tvrdio da bi prvobitno zračenje iz tog vremena još uvijek trebalo ispunjavati svemir, te da bi, usljed širenja svemira, trebalo biti ohlađeno na oko 5 K. Kada je zračenje otkriveno, pokazalo se da je izotropno, iz čega je zaključeno da potječe iz dubokog svemira. Naime, svako zračenja nastalo u blizini Sunca ili u našoj galaksiji ne bi bilo sferno simetrično, t.j. njegov bi intenzitet varirao ovisno o smjeru. Drugo važno svojstvo CMBR je spektar zračenja koji odgovara spektru zračenja crnog tijela. 2. Hubbleov zakon Edwin Hubble otkrio je 1929. proporcionalnost između udaljenosti pojedine galaksije i brzine kojom se ona udaljava od nas. Ta se proporcionalnost naziva Hubbleov zakon. Ova proporcionalnost navodi na zaključak da je svim galaksijama trebalo podjednako vremena za pomak od početne pozicije do današnjeg položaja. Svemir je, dakle, jednom bio sažet u točku i od tada se širi. 3. Omjeri lakih elemenata Nukleosinteza velikog praska (engl. Big Bang Nucleosyntesis, BBN) je dio teorije Velikog praska koji objašnjava omjere količine različitih lakih elemenata u svemiru. U trenucima nakon Velikog praska, svemir je bio vruća mješavina raznih vrsta čestica. Kako se svemir hladio, barionske čestice, kao što su elektroni, protoni i neutroni, počele su se vezivati u atome, većinom vodika i helija. Teorija BBN ne samo uspješno predviđa da su vodik i helij dominantni elementi u svemiru, nego predviđa i njihov međusobni omjer. Deuterij je stabilni, neradioaktivni izotop vodika, a njegova jezgra se sastoji od jednog protona i jednog neutrona. Atomska masa mu je 2.104. Ova je čestica iznimno "krhka" - poznato je da ne nastaje u nuklearnim reakcijama u jezgrama zvijezda, već se tamo samo razara. Deuterij je moguće pronaći samo u međuzvjezdanoj materiji koja još nije prošla kroz ciklus života neke zvijezde. Prisustvo deuterija je još jedan dokaz da su laki elementi nastali nakon Velikog praska. 4. Kvazari i radio-galaksije Radio-galaksije i kvazari također su jedan od jakih dokaza teorije Velikog praska. Radio-galaksije su galaksije koje su iznimno svijetle u radio dijelu spektra. Kod većine otkrivenih radio-galaksija utvrđena je jaka emisija radio-valova iz područja u blizini središta galaksije, a često se javlja i radio-svijetli halo. Otkriveni Radio-valovi su vrlo često jako polarizirani, što su astronomi protumačili kao radio-emisiju elektrona vrlo velikih energija, koji se gibaju brzinama bliskim brzini svjetlosti. Smatra se da je uzrok tome neka vrlo dramatična pojava pri čemu se oslobođa energija ekvivalentna onoj koja se oslobađa anihilacijom desetak milijuna zvijezda. Otkriveno je da se jači izvori nalaze na većim udaljenostima od slabijih. Gledajući sve dublje u svemir ujedno gledamo sve dalje u prošlost, pa gornje otkriće ukazuje na evoluciju radio-galaksija od jačih prema slabijim izvorima. Upravo se teorija Velikog praska, za razliku od konkurentnih toerija, zasniva na ideji evolucije svemira. Godine 1963. astronom Martin Schmidt otkrio je dva objekta (3C 273 i 3C 48) na kozmološkim udaljenostima od z=0.16 i z=0.37, što znači da se udaljavaju od nas brzinama jednakim 15% i 31% brzine svjetlosti. Ovi su objekti nazvani kvazarima (engl. quasar, quazi-stellar object, QSO). Kvazari su izvangalaktički objekti koji su iznimno svijetli s obzirom na njihovu veličinu i udaljenost - smatra se da je emisija elektro-magnetskog zračenja kvazara od stotinu do tisuću puta veća nego što je to slučaj kod prosječne galaksije. U teleskopima izgledaju kao točke, pa odatle i naziv kvazari (kvazi-stelarni objekti). Do danas ih je otkriveno nekiliko tisuća, neki od njih i u skupovima galaksija. Iako priroda kvazara i njihova uloga u evoluciji svemira nije do kraja jasna, danas se smatra da su kvazari najsvijetliji tip aktivnih galaktičkih jezgri iz ranih faza evolucije galaksija, te da se zaista nalaze na njihovim kozmološkim udaljenostima. Kvazari su najdalji i intrinsično najsvijetliji objekti koje možemo vidjeti.

Problemi

Kao ni sve druge znanstvene teorije, ni Teorija velikog praska nije nepogrešiva ni sveobuhvatna. Iako spomenuti dokazi podržavaju teoriju, neke nepoznanice još uvijek postoje. Četiri su osnovna problema vezana uz ovu teoriju: nedostatak antimaterije, formiranje galaksija, budućnost svemira te uvjeti "prije" Velikog praska. 1. Zašto je tako malo antimaterije u svemiru? Fizičar Carl Anderson (California Institute of Technology) otkrio je 1932. godine novu vrstu čestice - pozitron. Pozitron je antičestica elektronu. To je bio prvi slučaj otkrića antimaterije u laboratoriju. Ako postoji obilje čestica i antičestica na vrlo visokoj temperaturi procesi anihilacije i nastajanja novih parova čestica i antičestica biti će u ravnoteži. S padom temperature opada i energija zračenja, a time i brzina stvaranja novih čestica. Anihilacija se nastavlja sve dok se ne istroše sve čestice ili antičestice. Problem s kojim se današnja kozmologija susreće je nedostatak antičestica. Zemlja, znamo, sadrži vrlo malo, gotovo ništa, antimaterije. Sateliti poslani u orbitu oko Zemlje skenirali su svemir s istim rezultatima. Kako objasniti ovu neravnotežu između materije i antimaterije? Neravnoteža je morala postojati prije razdoblja materije. Nekoliko je mogućih razloga za to: ili je svemira započeo sa viškom materije, ili je antimaterija odvojena u neki drugi dio svemira, ili (najvjerojatnije) je neki nepoznati proces stvorio višak materije. 2. Kako su se galaksije uspjele formirati u tako kratkom vremenu? Proces formiranja galaksija je usko vezan uz proces stvaranja atoma koji se dogodio oko 500 000 godina nakon Velikog praska. Prije stvaranja atoma, kontinuirano sudaranje fotona i čestica u ranoj plazmi stvaralo je pritisak koji je sprečavao okupljanje materije u veće nakupine. Nakon stvaranja atoma svemir postaje proziran za zračenje te ono više ne raspršuje materiju. Gravitacija napokon dolazi od izražaja te se atomi počinju skupljati u sve veće i veće konglomeracije. Proces počinje sa dva atoma koji se slučajno nađu u blizini te se, zbog gravitacije, još više približe. Takva mala nakupina svojom naraslom gravitacijskom silom postaje uzrokom lančanog procesa koji na kraju vodi do formiranja galaksija i skupova galaksija. Problem je u tome što za dovršenje tog procesa nije dovoljno ovih 10-15 milijardi godina na koliko se procjenjuje starost svemira. Pored toga, ako nakupina atoma u nekom vremenu ne uspije dosegnuti određenu kritičnu masu, širenje svemira će odnijeti okolnu materiju izvan njenog dosega i tako zaustaviti proces. Jedino moguće objašnjenje ove zagonetke je postojanje nekog nepoznatog procesa koji bi stvorio nakupine materije prije ere stvaranja atoma. Za sada nam nije poznat nijedan takav proces. 3. Hoće li se svemir zauvijek širiti? Hoće li se svemir zauvijek širiti ili će se nakon nekog vremena početi sažimati? Odgovor na ovo pitanje ovisi o masi svemira, što je teško procijeniti s obzirom da sva masa nije vidljiva. 4. Što se događalo neposredno prije Velikog praska? U znanstvenim okvirima nemoguće je točno odgovoriti na ovo pitanje. Velikim praskom nastali su prostor i vrijeme kakve poznajemo: ne možemo saznati što se događalo "prije" toga.

Vanjske poveznice

Fredrik VI av Baden-Durlach

Fredrik VI av Baden-Durlach markgreve av Baden-Durlach år 1659. Son till Fredrik V av Baden-Durlach och Barbara av Würtemberg. Död 1677. Gift med Christina Magdalena av Pfalz-Zweibrücken (Ättling till kung Gustav Vasa av Sverige.). # Fredrik VII av Baden-Durlach (-> Bl.a. Svenska kungar av ätten Holstein-Gottorp, och ätten Bernadotte, via Victoria av Baden gm Gustav V)

ruletka Dorota Rabczewska sylwester w g�rach reykjavik hotels ebay

:: RELATED NEWS ::

Varians
Varians är ett begrepp inom matematisk statistik. Det är, liksom väntevärdet (μ), en egenskap hos en stokastisk variabel X och dennas sannolikhetsfördelning. Matematiskt definieras variansen σ² för en diskret sannolikhetsfördelning som :

Var(X) = \sigma^2 = \sum_^ (x-\mu)^P(x)

Wikipedia:Inställningar
zh-min-nan:Help:Iōng-chiá siat-tēng Om du är inloggad som registrerad användare kan du välja personliga inställningar genom att klicka på länken Inställningar. Dessa inställningar ersätter bara standardinställningarna när du är inloggad.

Inställningar för snabbmeny

Bild:Prefs help - quickbar sv.png Här kan du välja placering för snabbmenyn (den med med rubrikerna

TSUS
Tolkskolan och underrättelseassistentskolan är en del av FM UndSäkC och är en del av Uppsala garnison. Det utbildas förhörsledare/tolkar som läser ryska samt underrättelseassistenter i flygvapnet och armén. Dessa utbildas i taktisk FM UndSäkC och är en del av Uppsala garnison. Det utbildas förhörsledare/tolkar som läser ryska samt underrättelseassistenter i flygvapnet och armén. Dessa utbildas i taktisk svamp som växer i gräs, helst på välgödslade platser. Den växer på ängsmarker, och det har sannolikt felaktigt hävdats att den växer på komockor, vilket däremot den nära släktingen Dyngslätskivling (Psilocybe Coprophila) gör, Toppslätskivlingen är en av världens mest potenta psykedeliska svampar. Den innehåller mycket Srinivasa Aiyangar Ramanujan (Srinivasa Ramanujan), indisk autodidakt matematiker, född 22 december 1887 i Erode, nuv. Tamil Nadu, död 26 april

Srinivasa Aaiyangar Ramanujan
Srinivasa Aiyangar Ramanujan (Srinivasa Ramanujan), indisk autodidakt matematiker, född 22 december 1887 i Erode, nuv. Tamil Nadu, död 26 april

Sikhism
Sikhism är en indisk religion, med runt 20 miljoner utövare, de flesta i Indien, men många även i Europa och Nordamerika. Religionen är, till skillnad från hinduismen, monoteistisk och grundades av Guru Nanak på 1500-talet. Ordet sikh betyder lärjunge (