1. Nástroje zkoumání Vesmíru

Protože prostorové vzdálenosti, časová období i hmotnosti ve Vesmíru jsou mnohdy značně odlišné od obdobných veličin na Zemi a v jejím blízkém okolí, jsou používané jednotky, jimiž Vesmír měříme, poněkud odlišné.

          Pro měření vzdáleností používáme těchto jednotek:

·         1AU (Astronomical Unit) je střední vzdálenost Slunce – Země, tj. 150.10⁶ km.

·         1 pc (parsek) je vzdálenost, ze které se jeví poloměr dráhy Země (AU) pod úhlem jedné obloukové vteřiny.

·         1 ly (Light Year = světelný rok) je vzdálenost, kterou urazí světelný paprsek za 1 rok. Rychlost světla je 3.10⁸ m/s a rok má 365.24.3600 s, proto 1 ly = 9,46.10¹²km = 0,307pc.

          Pro převod těchto veličin platí vztah 1 AU = 4,85.10^-6 pc = 1,58.10^-5 ly

Pro měření hmotností vesmírných těles se používá jako jednotky velikost hmotnosti Slunce.

M_S = 2.10³⁰ kg

Pro měření časových intervalů se nejčastěji používá doba jednoho pozemského roku

Protože člověk dosud vstoupil na jedno jediné mimozemské těleso (Měsíc) a vyslal sondy na některé z planet a planetek Sluneční soustavy, není možné zatím provádět měření na mimozemských tělesech ve Vesmíru přímo. Uchylujeme se proto k použití metod nepřímých, často velice sofistikovaných. Uveďme pouze některé z nich:

Trigonometrická metoda měření vzdáleností. V tomto případě vycházíme ze znalostí středoškolské trigonometrie. Změříme úhel mezi spojnicí Země-Slunce a směrem k neznámému tělesu v jistém okamžiku (např. na jaře) a totéž provedeme v době, kdy se Země nachází na opačném konci své oběžné dráhy (na podzim – viz Obr.1). V získaném trojúhelníku známe základnu (2 AU) a dva úhly. Odtud lze vypočítat vzdálenost k měřenému nebeskému tělesu. Je jasné, že čím vzdálenější je měřené těleso, tím jsou úhly bližší úhlu pravému (a tím obtížněji měřitelné). Proto lze tímto způsobem měřit vzdálenost relativně blízkých těles (planet, planetek, komet, apod.). K měření velmi vzdálených objektů ( hvězd, galaxií, mlhovin, atd. ), používáme zejména spektroskopických metod, jejichž podstatu najde čtenář vysvětlenu ve speciálních knihách, nebo na Internetu.

Podobně nelze nebeská tělesa vážit přímou metodou, opět užíváme metod nepřímých. Například víme, že ve Vesmíru platí Newtonův gravitační zákon

 

 

Kde m₁ a m₂ jsou hmotnosti těles, r je jejich vzdálenost a κ je gravitační konstanta, která je podle současných teorií stejná ve všech částech Vesmíru.

Změříme-li oběžnou dobu zkoumaného tělesa, můžeme určit odstředivou sílu, která na ně působí a která je v rovnováze s přitažlivou silou gravitační. Známe-li hmotnost jednoho z těles, můžeme určit hmotnost druhou.

 

Obr.1. K měření vzdáleností trigonometrickou metodou.

 

Rychlosti těles, pohybujících se ve Vesmíru, lze měřit pomocí tzv. Dopplerova posuvu. Profesor Pražské techniky Christian Doppler zjistil, že pozorovatel v klidu slyší vyšší tón, pohybuje-li se zdroj zvuku směrem k němu a naopak slyší nižší tón, pohybuje-li se od něj (Obr..2).

 

 

Obr.2. K objasnění Dopplerova jevu (zvukové vlnění)

 

Později (až ve 20. století) dokázali astronomové, že totéž platí i pro vlnění elektromagnetické, tj. i pro světlo. V tomto případě pak hovoříme o tzv. rudém posuvu, resp. modrém posuvu, pohybuje-li se zdroj světla od nás, resp. k nám (Obr.3). Tato metoda se ukázala jako velice vhodná k určení rychlosti rotace hvězd a dvojhvězd, ke zjištění rychlosti galaxií, apod. Tak bylo nezvratně dokázáno, že se celý Vesmír rozpíná a že téměř všechny galaxie se pohybují směrem od nás. Pouze jedna galaxie se pohybuje k naší „Mléčné dráze“ a v budoucnu se s ní „srazí“. Tato srážka však nebude katastrofická, galaxie jsou natolik řídké objekty, že dojde k jistému druhu průniku, hvězdy se budou míjet v dostatečně velkých vzdálenostech po dosti dlouhou dobu (miliony let).

 

 

 

 

Obr.3. K objasnění rudého a modrého posuvu.

 

Teplotu a chemické složení těles ve Vesmíru nám umožňuje měřit fyzikálně-chemická metoda, zvaná spektroskopie. Ta je založena na skutečnosti, že bílé světlo se skládá z několika základních barev, na které může být rozloženo pomocí optického hranolu, nebo mřížky (Obr.4). Některé látky vysílají spojité spektrum, jiné spektrum, složené ze spektrálních čar. Teorie spekter je velmi dobře známa a ověřena pozemských podmínkách, a může být beze změny aplikována na celý Vesmír.

.

Obr.4. Rozklad světla hranolem