Any llum: diferència entre les revisions
Contingut suprimit Contingut afegit
m Format |
m bot: - descobrir quan tarda + descobrir quant tarda |
||
Línia 41:
=== Cefeides variables ===
La manera tradicional de mesurar distàncies a galàxies pròximes és estudiant els estels variables, especialment el tipus d'estel brillant conegut com a [[Cefeida|cefeida variable]]. A principis del segle XX [[Henrietta Swan Leavitt]] descobrí que com més gran és el període de variació d'una cefeida, major n'és [[lluminositat]]. Un altre astrònom americà, [[Harlow Shapley]], fou llavors capaç de correlacionar la brillantor de les cefeides amb la de les estreles ordinàries, unint l'escala de distància relativa de Levitt a una absoluta. D'aquesta manera, es pot observar una cefeida, descobrir
En la dècada de 1920 [[Edwin Hubble]] utilitzà la relació període-lluminositat dels estels variables per determinar les distàncies de diferents galàxies i provà que estan molt més enllà de la [[Via Làctia]]. Durant aquest treball, descobrí el que avui es coneix com a [[llei de Hubble]], que les galàxies mostren una relació lineal entre la distància i el [[desplaçament cap al roig]] (aquest desplaçament és el canvi en la posició de les línies de l'[[espectre]] de les galàxies cap a la part roja). La llei de Hubble és l'eina que demostra l'expansió de l'univers. Mesurant el desplaçament cap al roig, el qual es pot fer amb un [[espectrograma]], es dedueix la distància amb la llei de Hubble. Aquest és el mètode més usat pels astrònoms hui en dia.
| |||