Transcript Prawo Hubble`a

Piotr Słonina
Marcin Pol
• Christian Andreas Doppler
• Przypomnienie istoty efektu Dopplera
• Zastosowanie w medycynie
• Zastosowanie meteorologii
• Efekt Dopplera i radar
• Astronomia
Urodził się 29 listopada 1803 r. w Salzburgu w Austrii. Studiował w
Wiedniu i Salzburgu. Później wykładał matematykę i fizykę na
politechnice w Pradze. W roku 1841 został profesorem zwyczajnym
matematyki i fizyki na Uniwersytecie Karola w Pradze.
25 maja 1842 roku ogłosił, a w 1843 roku opublikował swoją
najważniejszą pracę – „O kolorowym świetle gwiazd podwójnych i
niektórych innych ciałach niebieskich” (niem. „Über das farbige Licht der
Doppelsterne und einige andere Gestirne des Himmels”) - w której opisał
efekt Dopplera. Teoria ta została potwierdzona empirycznie w czerwcu
1845 roku. Doppler podczas pracy jako profesor opublikował ponad 50
prac naukowych z fizyki, matematyki i astronomii.
Podczas niepokojów w czasie Wiosny Ludów w 1848 roku
przeprowadził się ze swoją rodziną do Wiednia, gdzie w roku 1850 cesarz
Franciszek Józef powołał go na stanowisko dyrektora Instytutu Fizyki
Uniwersytetu Wiedeńskiego. Został tam pierwszym profesorem fizyki
doświadczalnej. W 1853 roku zmarł w Wenecji.
1) Obserwator pozostaje w spoczynku, źródło dźwięku porusza się się:
f
λ
f 
f 
v

Vz
  vT
vzT
λ’
 '    v zT
v
'
f’
f '
v
'

v
  v zT
λ’
λ

v
vT  v z T
 f
v
v  vz
Obserwator pozostaje w spoczynku, źródło dźwięku porusza się
f ' f
v
v  vz
2) Obserwator porusza się, źródło dźwięku pozostaje w spoczynku
f '
v'


v  vo


v  vo
vT
 f
v  v0
v
Obserwator porusza się, źródło pozostaje w spoczynku
f ' f
v  vo
v
f '
v  vo
v  vz
W
obrazowych
badaniach
diagnostycznych cenną informacją jest
nie tylko kształt anatomicznych struktur,
lecz
także
kierunek
i
prędkość
poruszania się tkanek. Ruch takich
płynów ustrojowych jak krew można
obserwować
mierząc
zmiany
częstotliwości oraz fazy fal dźwiękowych
odbitych od płynącej cieczy.
Udoskonaleniem
konwencjonalnych
aparatów
ultrasonograficznych
było
wprowadzenie
ultrasonografii
dopplerowskiej.
Jeżeli
głowica
ultradźwiękowa
potrafi
rejestrować nie tylko opóźnienie echa wysyłanego dźwięku, lecz
również jego wysokość lub fazę, wtedy na obrazie
diagnostycznym można kolorami umownymi zobrazować ruch
ciała.
Przykładem może być tutaj echokardiografia. Dla
kardiochirurgów bardzo ważne jest określenie nie tylko struktury
anatomicznej serca, ale również prędkości i kierunku ruchu krwi
przepływającej w tej biologicznej pompie. Obserwacja bijącego
serca płodu umożliwia wykrycie wad rozwojowych jeszcze w łonie
matki. Lekarze mając wiedzę o zagrożeniu mogą przygotować się
na trudności po porodzie.
Badanie wykonywane poprzez ścianę klatki piersiowej,
umożliwiające obrazowanie serca w trybach:
 jednowymiarowym (M-mode) - umożliwiające ocenę wymiarów
serca
dwuwymiarowym (2D) - umożliwiającym pomiary powierzchni i
objętości oraz obliczenie frakcji wyrzutowej
trójwymiarowym (3D) - umożliwia ocenę struktur serca w
perspektywie (obraz przestrzenny), co umożliwia dokładną ocenę
serca w przypadku wad serca przed zabiegami kardiochirurgicznymi.
badanie dopplerowskie - oparte na wykorzystaniu zjawiska
Dopplera, umożliwiające pomiar prędkości ruchu tkanek odbijających
emitowaną wiązkę ultradźwięków.
Pomiar prędkości krwi w tętnicy szyjnej wspólnej
 Spektroskopia astronomiczna
 Teoria rozszerzającego się wszechświata
 Eksploracja kosmosu
Spektroskopia astronomiczna jest to dział astrofizyki, który używa
metod spektroskopii do badania ciał niebieskich. Spektroskopia
astronomiczna jest obecnie głównym narzędziem badawczym astronomii.
W kręgu zainteresowań spektroskopii astronomicznej leży badanie
natężenia, czyli jasności promieniowania dla danej długości fali,
rozmieszczenia i szerokości tzw. linii Fraunhofera. Poprzez badanie widma
uzyskuje się informacje o środowisku, w którym powstała fala, lub przez
które została częściowo pochłonięta. Porównując wyniki badań widm
kosmicznych z liniami uzyskiwanymi dla pierwiastków i związków
chemicznych występujących na Ziemi można wnioskować np. o składzie
chemicznym gwiazd. Rozkład widmowy ich światła zależy nie tylko od składu
chemicznego, ale także w prosty sposób od temperatury. Dzięki temu można
wyznaczyć jedną z najważniejszych właściwości gwiazd - ich temperaturę
powierzchniową. Badając przesunięcie charakterystycznych linii w widmie
zgodnie z efektem Dopplera, uzyskuje się informacje o prędkości
przybliżania, bądź oddalania się gwiazdy, a w przypadku układów
podwójnych i wielokrotnych można pośrednio wnioskować o masie i innych
właściwościach fizycznych ciał układu.
Światło gwiazdy charakteryzują linie widmowe zależne od znajdujących
się w nich atomów. Jeżeli gwiazda oddala się (ucieka) od obserwatora, to
linie widmowe będą przesunięte w kierunku czerwieni (większych długości).
Gdy na początku XX w. astronomowie zaczęli obserwować światło
odległych galaktyk okazało się, że wszystkie one mają linie widmowe
przesunięte ku czerwieni. Oznacza to, że gwiazdy te oddalają się od nas, jak
na rysunku. Na dodatek, im dalej galaktyka się znajduje, tym szybciej od nas
ucieka, a jej światło jest bardziej przesunięte w kierunku większych długości
fali (czerwone). Pomiary te doprowadziły do sformułowania prawa Hubble'a
oraz teorii rozszerzającego się wszechświata.
Prawo
Hubble'a
jest
podstawowym
prawem
kosmologii
obserwacyjnej, wiążącym odległości galaktyk r z ich tzw. prędkościami
ucieczki v (których miarą jest przesunięcie ku czerwieni z). Prawo to
mówi, iż te dwie wielkości są do siebie proporcjonalne, a stałą
proporcjonalności jest stała Hubble'a H0:
v0 = Hr
Istnienie takiej proporcjonalności zauważył jako pierwszy Edwin Hubble
w roku 1929. Zależność ta jest prawdziwa dla galaktyk odpowiednio nam
bliskich, lecz na tyle dalekich, że nie są już powiązane grawitacyjnie z
Drogą Mleczną i ogólniej z Grupą Lokalną. Spełnianie przez pobliskie
galaktyki prawa Hubble'a przemawia za jednorodną ekspansją
Wszechświata, a odstępstwa od tego prawa są związane z tzw.
prędkościami swoistymi galaktyk. W jednorodnie ekspandującym
Wszechświecie, prawo Hubble'a (z odpowiednią stałą proporcjonalności,
zależną od czasu kosmicznego) jest lokalnie spełnione dla wszystkich
obserwatorów fundamentalnych.
Jeżeli gwiazda wędruje w kosmosie razem z innym obiektem, oba
ciała obracają się względem wspólnego środka masy. Pomiary zmian
przesunięcia linii widmowych niektórych gwiazd wykazały, że okrążają je
planety. W ten sposób astronomowie odkryli setki dużych planet poza
układem słonecznym.