Astronomija

Manjkajoči izrazi pri Weinbergovi obravnavi motenj v Newtonovi kozmologiji

Manjkajoči izrazi pri Weinbergovi obravnavi motenj v Newtonovi kozmologiji


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Bral sem Dodatek F knjige Stevena Weingberga "Kozmologija". V tem dodatku obravnava motnje v kozmološki tekočini, ki jih opisujejo nerelativistična hidrodinamika in newtonska gravitacija.

Izkazalo se je, da motnje prvega reda zadovoljujejo,

$$ frac { delna delta rho} { delna t} + 3 H delta rho + H vec {X} cdot nabla delta rho + bar { rho} nabla cdot vec {v} = 0, qquad tag {1} $$

$$ frac { delna delta vec {v}} { delna t} + H vec {X} cdot nabla delta vec {v} + H delta vec {v} = - nabla delta phi, qquad tag {2} $$

$$ nabla ^ 2 delta phi = 4 pi G delta rho. qquad tag {3} $$

Weinberg za te enačbe uporabi naslednjo Fourierjevo transformacijo,

$$ f ( vec {X}, t) = int exp levo ( frac {i vec {q} cdot vec {X}} {a} desno) f _ { vec {q} } (t) mathrm {d} ^ 3 vec {q} $$,

kjer je $ f ( vec {X}, t) $ držalo mesta za $ delta vec {v}, delta rho, $ in $ delta phi $.

Iz tega izhajajoče enačbe so,

$$ frac { mathrm d delta rho _ { vec {q}}} { mathrm dt} + 3 H delta rho _ { vec {q}} + frac {i bar { rho} } {a} vec {q} cdot delta vec {v} _ { vec {q}} = 0 qquad tag {1 '} $$

$$ frac { mathrm d delta vec {v} _ { vec {q}}} { mathrm dt} + H delta vec {v} _ { vec {q}} = - frac {i} {a} vec {q} delta phi _ { vec {q}} qquad tag {2 '} $$

$$ vec {q} ^ 2 delta phi _ { vec {q}} = -4 pi G a ^ 2 delta rho _ { vec {q}} qquad tag {3 '} $$ .

Večinoma je te nove enačbe mogoče dobiti z nadomestitvijo $ nabla rightarrow i vec {q} / a $.


Moje vprašanje : Zdi se, da v preoblikovanih enačbah ni izrazov, ki ustrezajo izrazoma $ H vec {X} cdot nabla delta rho $ in $ H vec {X} cdot nabla delta vec {v} $. Weinberg ne komentira njihove odsotnosti. Se kdo zaveda upravičenega matematičnega razloga, da ti izrazi izginejo v preoblikovanih enačbah?


Odgovor se izkaže za neprijetno preprost in sumim, da ga nihče ni prišel zaradi moje slabe komunikacije v vprašanju.

$ A $ se zgodi pri Fourierjevi transformaciji je faktor merila ki ima časovno odvisnost. Torej, če pogledamo izraz $ frac { delno} { delno t} rho $, bomo dobili,

$$ frac { delno} { delno t} rho = frac { delno} { delno t} int exp levo ( frac {i vec {q} cdot vec {X} } {a (t)} desno) rho _ { vec {q}} (t) mathrm {d} ^ 3 vec {q} $$

$$ = int frac { delno} { delno t} levo ( frac {i vec {q} cdot vec {X}} {a (t)} desno) exp levo ( frac {i vec {q} cdot vec {X}} {a (t)} desno) rho _ { vec {q}} (t) + exp levo ( frac {i vec {q} cdot vec {X}} {a (t)} desno) frac { mathrm {d} rho _ { vec {q}}} { mathrm {d} t} mathrm { d} ^ 3 vec {q} $$

$$ = int levo (- frac { pika {a}} {a} frac {i vec {q} cdot vec {X}} {a (t)} desno) exp levo ( frac {i vec {q} cdot vec {X}} {a (t)} desno) rho _ { vec {q}} (t) + exp levo ( frac {i vec {q} cdot vec {X}} {a (t)} desno) frac { mathrm {d} rho _ { vec {q}}} { mathrm {d} t} mathrm {d} ^ 3 vec {q} $$

$$ = int levo (-H frac {i vec {q} cdot vec {X}} {a (t)} desno) exp levo ( frac {i vec {q} cdot vec {X}} {a (t)} desno) rho _ { vec {q}} (t) + exp levo ( frac {i vec {q} cdot vec {X }} {a (t)} desno) frac { mathrm {d} rho _ { vec {q}}} { mathrm {d} t} mathrm {d} ^ 3 vec {q} $$

Levi izraz v integrandu se ujema s Fourierjevo transformacijo $ H ( vec {X} cdot nabla) rho $. Zato se pogoji prekličejo.


Manjkajoči izrazi pri Weinbergovi obravnavi motenj v Newtonovi kozmologiji - astronomija

Predstavljamo sistematično obravnavo linearne teorije skalarnih gravitacijskih motenj v sinhronem in konformnem Newtonovem (ali vzdolžnem) merilniku. Najprej izpeljemo zakon o preoblikovanju, ki se nanaša na dva merila. Nato v obe merilniki vzporedno zapišemo vezane, linearizirane enačbe Boltzmanna, Einsteina in tekočine, ki urejajo razvoj metričnih motenj in nihanja gostote vrst delcev. Vključene vrste delcev vključujejo hladno temno snov (CDM), barione, fotone, nevtrine brez mase in masivne nevtrine (vroča temna snov ali kandidat HDM), kjer se komponente CDM in barion obravnavajo kot tekočine, medtem ko je podroben opis faznega prostora dana fotonom in nevtrinom. Predstavljene enačbe linearnega evolucije veljajo za kateri koli model $ Omega = 1 $ z CDM ali mešanico CDM in HDM. Izvedeni so neentropni začetni pogoji na superhorizontskih lestvicah. Enačbe so numerično rešene v obeh merilnikih za model CDM + HDM z $ Omega _ < rm cold> = 0,65, $ $ Omega _ < rm hot> = 0,3 $ in $ Omega _ < rm baryon> = 0,05 $. Razpravljamo o razvoju metrike in motenj gostote ter primerjamo njuno različno vedenje zunaj obzorja v obeh merilnikih. V spremljevalnem prispevku integriramo geodetske enačbe za nevtrinske delce v vznemirjeni konformni metriki Newtonovega ozadja, izračunani tukaj. Namen je pridobiti natančno vzorčenje nevtrinskega faznega prostora za začetne pogoje HDM v simulacijah telesa $ N $ telesa modelov CDM + HDM.


Manjkajoči izrazi pri Weinbergovi obravnavi motenj v Newtonovi kozmologiji - astronomija

Eno temeljnih vprašanj astronomije je "Kako je vse to prišlo sem?" (Kleinmann 1988 zasebno sporočilo). To je globoko povezano z opazovanji, ki vplivajo na nastanek, razvoj in razporeditev galaksij. Najprej razvijemo nekaj osnovnih premislekov o "standardni" sliki velikega poka, nato pa obravnavamo ustrezna opazovanja zunajgalaktičnega vesolja.

The Hubblova širitev (ki se običajno razlaga kot razširitev vesolja-časa z galaksijami, ki jih nosimo za vožnjo) in kozmološko načelo skupaj pomenita eno od dveh vrst vesolja:

Obstaja več neposredno pomembnih podatkov, ki nam pomagajo izbrati najboljšo shemo stav:

Najbolj uporaben opis kozmoloških modelov vključuje splošno relativnost. Njegova geometrijska osnova omogoča naravno obdelavo širjenja svetlobe vzdolž geodistike, tako dobimo večino svojih informacij. Statične rešitve Einsteinovih enačb so nestabilne, razen če obstaja neka odbojna sila, ki povzroča drugačno kozmološko konstanto in Lambdo. Takšen opis ima dva lokalno opazna parametra glede na obnašanje faktorja lestvice R. To je določeno tako, da se evolucija razdalje med dvema točkama stikanja (to je brez posebnih hitrosti, ki bi bile nadgrajene s hitrostmi iz kozmološke ekspanzije) razvija kot r12 = r0 R (t). Ti parametri so razmerje Hubble (ne povsem konstantno, saj se bo na splošno spreminjalo s kozmičnim časom)

in parameter gostote ali pojemka

Pri obeh podpis 0 pomeni njihovo vrednotenje v sedanji dobi. q je povezano z odprto ali zaprto naravo vesolja. Kritična gostota zapiranja je & rho0 = 3 H & # 178/8 & rhoG, kar lahko zlahka izpeljemo iz Newtonove fizike. Razmislite o prostorninskem elementu plina v enakomernem mediju gostote & rho na daljavo r od neke samovoljne osrednje točke. Z uporabo Newtonovega izreka gravitacijsko privlačnost enotnega medija zunaj r nima neto učinka, zato je gravitacijska sila zaradi materiala znotraj r ustvarja potencial - GM (& # 60 r) & rho dV /r = -4G & rho r& # 178 & rho & # 178 dV/ 3 za zadevo v elementu prostornine dV. Njegova kinetična energija za Hubblov podoben tok je mv& # 178/2 ali & rho dV H & # 178 r & # 178/2. Pri kritični gostoti je neto energija enaka nič ali izmenično material v dV je mejno vezan: 4 G & pi r& # 178 & rho> & # 178 dV / 3 = & rho dV H & # 178 r& # 178/2 To je izpolnjeno za vrednost & rho0 zgoraj. Gostota v enotah & rho0 je pogosto označeno z & Omega. Za & Lambda = 0, q = & Omega / 2 tako da q0 = 1/2 je kritična vrednost.

Ogromno truda je bilo vloženega v določanje H0 in q0 s pomočjo "klasičnih" testov z uporabo galaksij kot standardnih sveč. Merjenje H0 je bilo obravnavano v predavanju na daljavo. Težava pri merjenju parametra pojemka je v tem, da je vesolje blizu kritične gostote, tako da odstopanja od te kritične vrednosti postanejo očitna le pri tako velikih dolžinah poti, da postane evolucija galaksije prevladujoči dejavnik. Kar malo vemo o evoluciji galaksij, pravi, da galaksije ne bodo običajne sveče. Ti testi so dobro dokumentirani v pregledu Sandage 1988 (ARA & A 26, 561) v zgovornem pričevanju o končnem neuspehu večine izmed njih. Ti se zanašajo na širjenje sevanja v naraščajoči metriki in posledično razčlenitev zakona obratnega kvadrata za intenzivnosti in razmerja inverzni kotni premer-razdalja (kasneje o tem, kaj razdalja v tem kontekstu pomeni). Nadaljnje razprave o teh testih lahko najdete v Weinbergu, Gravitacija in kozmologija, Peebles, Fizična kozmologijain pogl. 3 Weedman, Kvazarska astronomija.

Hubblov diagram ali preskus velikosti-rdečega premika. Predpostavimo, da imamo nabor galaksij z nespremenljivo in znano lastno svetlostjo. Priljubljeno je bilo, da se radijske galaksije ali tretje najsvetlejši člani kopice za te radijske galaksije v pasu K še posebej dobro obnašajo. Pri majhnih rdečih premikih Hubblova ekspanzija naredi magnitude log z relacija linearna, z nekaj razpršenostjo zaradi lastnosti galaksij in našega neznanja, kako izbrati popolnoma enoten nabor galaksij. Na visoki z, lahko krivulja relacije za različne q0. Če želite videti, kako, si oglejte različne mere razdalje do predmeta rdečega premika z. The ustrezna razdalja je tisto, ki ga prevozi foton v svojem lastnem okviru od tam in potem do tu in zdaj, kar se pravi DP = 1/c & # 215 lahki čas potovanja. The razdalja svetilnosti je tisto, zaradi česar zakon obratnega kvadrata deluje tako kot v ravnem vesolju: svetilnost / tok = 4 & pi DL& # 178. Končno, razdalja kotnega premera je tista, pri kateri ima linearna relacija velikost-kotna velikost svojo znano obliko majhnega kota & theta = dolžina /DA.

Za standardni model (Friedman)

To je ena izmed množic zaprtih oblik, ki jih je Mattig (1958 Astron. Nachr. 284, 109) izdelal v demonstraciji analitične virtuoznosti, začenši z Robertson-Walkerjevo metriko in lestvico ukrivljenosti v Friedmannovem modelu. [To izpeljavo sem poskušal reproducirati kot radovedni študent in sem po dveh dneh odnehal, ko se ni približevalo. George Blumenthal je rekel, da so mu vzeli tri dni.] Potem smo DL = (1 + z) DP in DA = DL/ (1 + z) & # 178 ki na različne načine poenostavljajo posebne primere q0= 0,1 / 2,1. Na primer, če q0= 1, čas ponovnega pregleda & tauLB = DP/ c = (H0) -1 (z / <1 + z>).

Načeloma lahko daje ukrivljenost v razširjenem Hubblovem diagramu za standardne sveče q0 kot kaže Weinberg str. 448 citiranje Sandage. Velika novica je bila ugotovitev, da supernove z visokim rdečim premikom tipa Ia dokazujejo ukrivljenost navzgor v analognem razmerju med velikostjo in rdečim premikom, kar pomeni, da ni enaka kozmološki konstanti. Predmeti tipa Ia so] koristni, ker imajo za začetek disperzijo ozke absolutne velikosti, večina te disperzije pa je povezana z neodvisno merljivim časovnim okvirom bledenja in dejstvom, da bi morali imeti vsi enako vrsto prednika, ki je ustvaril lastno težko elementi, tako da bi morali biti učinki začetne kovine majhni. Dokazi so prikazani na sliki 4 Riess et al. (1998 AJ 116, 1009, reproducirano z dovoljenjem AAS):

Razlike med različnimi vrednostmi q0 postanejo pomembni samo za z & # 62 1. Uporaba tega testa na resničnih podatkih o galaksijah je še bolj zapletena zaradi različnih učinkov, nekateri pa ne vstopijo v test supernove. The K-popravek odgovarja dejstvu, da pri različnih rdečih premikih ni več opaziti istega dela spektra, in zmanjšanju stopnje prihoda fotonov (s faktorjem 1 + z), tudi če sledimo isti valovni dolžini oddajanega okvirja z z. Evolucija galaksije, tako zvezdna kot dinamična, se izkaže za tako močno, da jo je veliko lažje izmeriti q0. Za jate galaksij vstopajo učinki bogastva - pri visokem rdečem premiku je lažje izbrati bogate kopice, katerih nNajsvetlejši člani so potem svetlejši, kot je bilo pričakovano. Ni jasno, da je to pot do q0 zaradi prevladujoče vloge svetilnosti galaksij in spektralnega razvoja.

The kotni premer - preskus rdečega premika išče razčlenitev razmerja inverzije med razdaljo in kotnim premerom nekaterih naborov standardnih merilnih palic (recimo ločitev galaksij izofotov ali lopov loputa radio-galaksije). Površinsko svetlost je treba popraviti za zatemnitev z (1 + z) 4 zaradi širjenja prostora plus energija fotonov in čas prihoda se zmanjša. Oblika tega je bila uporabljena kot test (Tolmanov test), da rdeči premiki resnično ustrezajo širitvi in ​​ne nekoč priljubljenim pojavom "utrujene svetlobe" (Sandage in Perelmuter 1990 ApJ 350, 481 361, 1 1991 ApJ 370 , 455, Wirth 1997 PASP 109, 344). Tudi tu bi se morali soočiti z evolucijskimi učinki na predmete, kot so radijski viri - ali so bili vedno enake velikosti? Vsaj pri strukturah galaksij lahko nekdo nadzoruje, koliko dinamičnega razvoja bi se lahko zgodilo.

Zanimivo je, da za katero koli pozitivno vrednost q0, obstaja & theta (z) za kakršne koli linearne velikosti stvari pri višjem rdečem premiku spet izgledajo večje, ker so bile ob oddajanju svetlobe precej blizu. Za q0= 1/2, kotni premer gre skozi najmanj pri z= 5/4. Z uporabo analitičnega obrazca, navedenega na primer v jeziku Lang, Astrophys. Formule, ekv. 5-314, imamo:

(Če želite poskusiti s tem, je tukaj nekaj preprostih kod IDL, ki so ustvarile ploskev). Ta učinek je lahko delno odgovoren za velike navidezne velikosti radijskih galaksij z zelo visokim rdečim premikom (glej Djorgovski v Skoraj običajne galaksijena primer). Pri interpretaciji velikosti predmetov z visokim rdečim premikom pa je lahko zatemnitev površinske svetlosti prevladujoč učinek.

Število Galaxy šteje se lahko uporablja za sledenje zgodovine prostornine na galaksijo, tako da N (z) razmerje pomeni R (t) od faktorja merila R tehtnice kot (1 + z) -1. Če bi lahko šteli ohranjeno populacijo v širokem območju rdečih premikov, bi se lahko naučili q0 neposredno iz njegove opredelitve. Zgodnji poskus je uporabil šestbarvno preslikavo za oceno fotometričnih rdečih premikov (Loh in Spillar 1986 ApJLett 307, L1). Pri modeliranju s standardno funkcijo svetilnosti dobijo & Omega = 0,9 +0,7 -0.5 od 1000 "poljskih" galaksij. To je neodvisno od evolucije barv, vendar je odvisno od razvoja svetilnosti in združevanje obeh procesov bi lahko spremenilo število galaksij v določenem območju svetilnosti z rdečim premikom. Kot je razpravljal Sandage 1988, je večina aplikacij tega testa bolj občutljiva na razvoj galaksij kot na kozmologijo (ker je vesolje dovolj staro, da lahko o njem govorimo tukaj).

Obstajajo dodatne omejitve iz lokalnih (ali laboratorijskih) opazovanj. Najbolj ugledna je kozmično mikrovalovno ozadje. To je sevalno polje v obdobju (ponovne) kombinacije, ko je vesolje prvič postalo dovolj prozorno, da se je sevanje lahko prosto širilo na kozmološko zanimivih razdaljah. Takrat je bilo sevalno polje pri visoki gostoti popolnoma tematizirano (črno telo). Od takrat je opazovana temperatura zaradi rdečega premika padla (rdeče premaknjeno črno telo je drugo črno telo nižje temperature). Za nekaj zapletov glejte poglavje 7, Peebles. Rekombinacija je bila nekje naokrog z

10 4 nastavljena s temperaturo, pri kateri vodik ionizira, in opazovano temperaturo CMB (za katero iz COBE vemo, da je 2,785 K, Mather in sod. 1990 APJLett 354, L37 in Smoot in sod. 1991 ApJLett 371, L1). CMB je zelo izotropen (razen dipolnega izraza, ki naj bi odražal naše gibanje glede na veliko hitrost, ki jo določa emisijska površina CMB) in neprijetno gladek. Njegov spekter je tako popolno črno telo, kot ga je mogoče izmeriti: iz slike 4 Fixsen et al. 1996 (ApJ 473, 576, z dovoljenjem AAS),

Pričakovali bi nekaj grudic, ki ustrezajo protogalaksijam in skupkom, saj je težko razumeti, kako galaksije nastajajo z

5 iz nehomogenosti pri rekombinaciji.Skupina COBE jih je na koncu prepričljivo odkrila z naknadnimi potrditvami s talnih opazovanj s Tenerifov in Antarktike ter z balonskimi instrumenti. Nihanja, merjena pri ločljivosti nekaj stopinj, so na ravni & Delta T /

3 & # 215 10 -6, kar je (faktorjem "enotnosti reda") kontrast gostote & Delta & rho / & rho nihanj. Linearni razvoj motenj ne bo dovolj hitro razrezal snovi, da je tu nekaj pomembnega, česar o izdelavi galaksij ne vemo. Iščem nebarionske snovi, ki so se že zbrale pri rekombinaciji, in zagotavljam semena za oblikovanje barionskih struktur, potem pa bi se lahko prepričal v nasprotno, če bi se pojavilo kaj podobnega dokazom. CMB je bil eden največjih padcev slike v stanju dinamičnega ravnovesja, ki se je očitno spremenila od časa, ko je bil prostor enakomerno napolnjen s 4000-K plazmo.

Pričakuje se absorpcija CMB z vročim plinom v grozdu (učinek Sunyaev-Zeldovich) in je bila opažena po letih zgornjih meja - to je zanimivo kot neposredna potrditev, da ne vidimo neznanega lokalnega učinka, saj CMB prihaja od zadaj grozdi pri znatnem rdečem premiku. Upoštevajte, da se mora temperatura CMB spreminjati kot 1 + z meritve ravni nizkoenergijske fine strukture (zlasti C II *) v sistemih absorpcijskih linij QSO dejansko kažejo ta učinek. Kot so pokazali Ge, Bechtold in Black 1997 ApJ 474, 67 (z dovoljenjem AAS),

Za nazaj je bil prvi namig CMB temperatura vzbujanja medzvezdnega CN, ki smo ga videli pri absorpciji pri 3874 & Aring proti galaktičnim zvezdam, opazovanja pa segajo do Adamsa 1941 (ApJ 93, 11 glej Thaddeus 1972 ARA & A 10, 305 za popolnejšo zgodovino) . Kot so razpravljali Roth, Meyer in Hawkins (1993 ApJL 413, L67), se te črte vzbujajo z absorpcijo sevanja pri 1,3 in 2,6 mm. Ta opažanja imajo nekaj filozofskega zanimanja za prikaz enakomernosti tega sevanja na galaktičnih lestvicah.


Ehlers, J .: V: Zbornik za matematično-naravoslovno znanost akademije za znanost in literaturo v Mainzu. Št. 11, 792 (1961) General Rel. Grav. 25, 1225 prevedeno v (1993) Ellis, G.F.R .: Splošna relativnost in kozmologija. V: Sachs, R.K. (ur.) Zbornik Mednarodne poletne šole fizike Enrico Fermi Course, letn. 47, str. 104. Academic Press, New York (1971)

Hwang, J., Noh, H .: Phys. Rev. D 72, 044011 (2004) Noh, H., Hwang, J .: Razred. Količina. Grav. 22, 3181 (2005)


Vsebina

Sodobna kozmologija se je razvijala po tandemskih poteh teorije in opazovanja. Leta 1916 je Albert Einstein objavil svojo teorijo splošne relativnosti, ki je podala enoten opis gravitacije kot geometrijske lastnosti prostora in časa. [4] Takrat je Einstein verjel v statično vesolje, vendar je ugotovil, da njegova prvotna formulacija teorije tega ni dovoljevala. [5] To je zato, ker se mase, razporejene po vesolju, gravitacijsko privlačijo in se sčasoma premikajo drug proti drugemu. [6] Vendar je spoznal, da njegove enačbe dovoljujejo uvedbo konstantnega izraza, ki bi lahko preprečil privlačno silo gravitacije na kozmični lestvici. Einstein je leta 1917 objavil svoj prvi članek o relativistični kozmologiji, v katerem je to dodal kozmološka konstanta na njegove enačbe polja, da bi jih prisilil k modeliranju statičnega vesolja. [7] Einsteinov model opisuje statični vesoljski prostor, ki je končen in neomejen (analogno površini krogle, ki ima končno površino, vendar nima robov). Vendar je ta tako imenovani Einsteinov model nestabilen za majhna motenja - sčasoma se bo začel širiti ali krčiti. [5] Kasneje so ugotovili, da je bil Einsteinov model le ena izmed večjih možnosti, ki so bile v skladu s splošno relativnostjo in kozmološkim principom. Kozmološke rešitve splošne relativnosti je našel Alexander Friedmann v zgodnjih dvajsetih letih 20. stoletja. [8] Njegove enačbe opisujejo vesolje Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker, ki se lahko širi ali krči in katerega geometrija je lahko odprta, ravna ali zaprta.

V devetdesetih letih 20. stoletja je Vesto Slipher (in kasneje Carl Wilhelm Wirtz) razlagal rdeči premik spiralnih meglic kot Dopplerjev premik, ki je nakazoval, da se umikajo od Zemlje. [12] [13] Vendar je težko določiti razdaljo do astronomskih predmetov. Eden od načinov je primerjava fizične velikosti predmeta z njegovo kotno velikostjo, vendar je treba za to predvideti fizično velikost. Druga metoda je merjenje svetlosti predmeta in predpostavitev notranje svetilnosti, od katere se lahko razdalja določi z uporabo zakona obratnega kvadrata. Zaradi težavnosti uporabe teh metod se niso zavedali, da so meglice dejansko galaksije zunaj naše lastne Rimske ceste, niti niso ugibali o kozmoloških posledicah. Leta 1927 je belgijski rimskokatoliški duhovnik Georges Lemaître samostojno izpeljal enačbe Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker in na podlagi recesije spiralnih meglic predlagal, da se je vesolje začelo z "eksplozijo" "prvotnega atoma" [ 14] - ki se je kasneje imenoval Veliki pok. Leta 1929 je Edwin Hubble zagotovil osnovo za Lemaîtrejevo teorijo. Hubble je pokazal, da so spiralne meglice galaksije, tako da je določil njihove razdalje z uporabo meritev svetlosti spremenljivih zvezd Cefeida. Odkril je razmerje med rdečim premikom galaksije in njeno razdaljo. To je razlagal kot dokaz, da se galaksije umikajo od Zemlje v vse smeri s hitrostmi, sorazmernimi z njihovo razdaljo. [15] To dejstvo je zdaj znano kot Hubblov zakon, čeprav je bil numerični faktor, ki ga je Hubble ugotovil glede na recesijsko hitrost in razdaljo, zmanjšan za desetkrat, ker ni vedel za vrste spremenljivk Cefeida.

Glede na kozmološko načelo je Hubblov zakon nakazoval, da se vesolje širi. Za razširitev sta bili predlagani dve glavni razlagi. Ena je bila Lemaîtrejeva teorija velikega poka, ki jo je zagovarjal in razvijal George Gamow. Druga razlaga je bil model stabilnega stanja Freda Hoylea, v katerem nastajajo nove snovi, ko se galaksije odmikajo druga od druge. V tem modelu je vesolje približno enako v vsakem trenutku. [16] [17]

Podpora tem teorijam je bila vrsto let enakomerno razdeljena. Vendar so opazovalni dokazi začeli podpirati idejo, da se je vesolje razvilo iz vroče gostega stanja. Odkritje kozmičnega mikrovalovnega ozadja leta 1965 je močno podprlo model velikega poka [17] in od natančnih meritev kozmičnega mikrovalovnega ozadja s strani raziskovalca vesoljskega ozadja v zgodnjih devetdesetih letih je malo kozmologov resno predlagalo druge teorije izvor in razvoj kozmosa. Ena od posledic tega je, da se je vesolje v standardni splošni relativnosti začelo z singularnostjo, kar sta v šestdesetih letih pokazala Roger Penrose in Stephen Hawking. [18]

Predstavljen je bil alternativni pogled na razširitev modela Velikega poka, ki kaže, da vesolje ni imelo začetka ali singularnosti in da je starost vesolja neskončna. [19] [20] [21]

Najlažji kemični elementi, predvsem vodik in helij, so nastali med velikim pokom s postopkom nukleosinteze. [22] V zaporedju zvezdnih reakcij nukleosinteze se manjša atomska jedra nato združijo v večja atomska jedra in na koncu tvorijo stabilne elemente železove skupine, kot sta železo in nikelj, ki imajo največjo jedrsko energijo vezave. [23] Neto postopek povzroči a kasnejše sproščanje energije, kar pomeni po velikem poku. [24] Takšne reakcije jedrskih delcev lahko privedejo do nenadni izpusti energije od kataklizmičnih spremenljivih zvezd, kot so nove. Gravitacijski kolaps snovi v črne luknje poganja tudi najbolj energijske procese, ki jih običajno vidimo v jedrskih predelih galaksij, in tvorijo kvazarji in aktivne galaksije.

Kozmologi ne morejo natančno razložiti vseh kozmičnih pojavov, na primer tistih, ki so povezani s pospeševanjem širjenja vesolja, z običajnimi oblikami energije. Namesto tega kozmologi predlagajo novo obliko energije, imenovano temna energija, ki prežema ves prostor. [25] Ena od hipotez je, da je temna energija le energija vakuuma, sestavni del praznega prostora, ki je povezan z virtualnimi delci, ki obstajajo zaradi načela negotovosti. [26]

Ni jasnega načina za opredelitev celotne energije v vesolju z uporabo najbolj razširjene teorije gravitacije, splošne relativnosti. Zato ostaja sporno, ali se celotna energija ohranja v naraščajočem vesolju. Na primer, vsak foton, ki potuje skozi medgalaktični prostor, izgubi energijo zaradi učinka rdečega premika. Ta energija se očitno ne prenese v noben drug sistem, zato se zdi, da je trajno izgubljena. Po drugi strani nekateri kozmologi vztrajajo, da se energija v nekem smislu ohranja, kar sledi zakonu o ohranjanju energije. [27]

V kozmosu lahko prevladujejo različne oblike energije - relativistični delci, ki jih imenujemo sevanje, ali nerelativistični delci, imenovani snov. Relativistični delci so delci, katerih masa mirovanja je v primerjavi s svojo kinetično energijo enaka ali zanemarljiva, zato se gibljejo s svetlobno hitrostjo ali zelo blizu nje, nerelativistični delci pa imajo veliko večjo maso počitka kot njihova energija in se tako gibljejo veliko počasneje od hitrosti svetlobe.

Ko se vesolje širi, se tako snov kot sevanje razredčita. Vendar se energijske gostote sevanja in snovi razredčijo z različnimi hitrostmi. Ko se določena prostornina širi, se gostota masne energije spremeni le s povečanjem prostornine, vendar se gostota energije sevanja spremeni tako s povečanjem prostornine kot s povečanjem valovne dolžine fotonov, ki jo tvorijo. Tako energija sevanja s širjenjem postane manjši del celotne energije vesolja kot energija snovi. Že v zgodnjem vesolju naj bi prevladovalo sevanje, sevanje pa je nadzorovalo upočasnitev širjenja. Pozneje, ko povprečna energija na foton postane približno 10 eV in nižja, snov narekuje hitrost pojemka in vesolje naj bi prevladovalo nad snovjo. Vmesni primer ni analitično dobro obravnavan. Ko se širjenje vesolja nadaljuje, se snov še bolj razredči in kozmološka konstanta postane prevladujoča, kar vodi do pospeševanja širjenja vesolja.

Zgodovina vesolja je osrednje vprašanje kozmologije. Zgodovina vesolja je razdeljena na različna obdobja, imenovana obdobja, glede na prevladujoče sile in procese v posameznem obdobju. Standardni kozmološki model je znan kot Lambda-CDM model.

Enačbe gibanja Uredi

V standardnem kozmološkem modelu enačbe gibanja, ki urejajo vesolje kot celoto, izhajajo iz splošne relativnosti z majhno pozitivno kozmološko konstanto. [28] Rešitev je vesolje, ki se širi, zaradi tega širjenja sevanje in snov v vesolju ohladita in se razredčita. Sprva širitev upočasni gravitacija, ki privlači sevanje in snov v vesolju. Ko pa se ti razredčijo, postane kozmološka konstanta bolj prevladujoča in širjenje vesolja začne raje pospeševati kot upočasnjevati. V našem vesolju se je to zgodilo pred milijardami let. [29]

Fizika delcev v kozmologiji Uredi

V najzgodnejših trenutkih vesolja je bila povprečna gostota energije zelo visoka, zato je bilo znanje fizike delcev ključnega pomena za razumevanje tega okolja. Zato so procesi razprševanja in razpad nestabilnih osnovnih delcev pomembni za kozmološke modele tega obdobja.

Praviloma je postopek razprševanja ali razpada kozmološko pomemben v določeni epohi, če je časovna lestvica, ki opisuje ta proces, manjša ali primerljiva s časovno lestvico širitve vesolja. [ potrebno pojasnilo ] Časovna lestvica, ki opisuje širitev vesolja, je 1 / H < displaystyle 1 / H>, pri čemer je H < displaystyle H> Hubblov parameter, ki se spreminja s časom. Časovni obseg širitve 1 / H < displaystyle 1 / H> je približno enak starosti vesolja v vsaki točki časa.

Časovnica ure Big Bang

Opazovanja kažejo, da se je vesolje začelo pred približno 13,8 milijardami let. [30] Od takrat je razvoj vesolja prešel skozi tri faze. Zelo zgodnje vesolje, ki je še vedno slabo razumljeno, je bilo delček sekunde, v katerem je bilo vesolje tako vroče, da so imeli delci energijo višjo od tiste, ki je trenutno dostopna v pospeševalnikih delcev na Zemlji. Torej, medtem ko so bile osnovne značilnosti te dobe razdelane v teoriji Velikega poka, podrobnosti v veliki meri temeljijo na izobraženih ugibanjih. Po tem je v zgodnjem vesolju evolucija vesolja potekala v skladu z znano fiziko visokih energij. Takrat so nastali prvi protoni, elektroni in nevtroni, nato jedra in na koncu atomi. Z nastankom nevtralnega vodika se je oddalo kozmično mikrovalovno ozadje. Končno se je začela doba oblikovanja struktur, ko se je snov začela združevati v prve zvezde in kvazarje in na koncu so nastale galaksije, kopice galaksij in superjase. Prihodnost vesolja še ni trdno znana, vendar se bo po modelu ΛCDM še naprej večno širila.

Spodaj so v približno kronološkem vrstnem redu opisana nekatera najbolj aktivna področja preiskav v kozmologiji. To ne vključuje vse kozmologije Velikega poka, ki je predstavljena v Časovnica velikega poka.

Zelo zgodnje vesolje Uredi

Zdi se, da je zgodnji, vroči vesolj Veliki posel dobro razložen od približno 10 do 33 sekund dalje, vendar obstaja več težav. Eno je, da z uporabo trenutne fizike delcev ni prepričljivega razloga, da bi bilo vesolje ravno, homogeno in izotropno (glej kozmološko načelo). Poleg tega velike enotne teorije fizike delcev kažejo, da bi morali biti v vesolju magnetni monopoli, ki jih niso našli. Te težave reši kratko obdobje kozmične inflacije, ki vesolje spusti v ravnino, zgladi anizotropije in nehomogenosti na opazovano raven in eksponentno razredči monopole. [31] Fizični model za kozmično inflacijo je zelo preprost, vendar ga fizika delcev še ni potrdila in obstajajo težki problemi pri usklajevanju inflacije in kvantne teorije polja. [ nejasna ] Nekateri kozmologi mislijo, da bosta teorija strun in kozmologija brane alternativa inflaciji. [32]

Druga velika težava v kozmologiji je tisto, zaradi česar je vesolje vsebovalo veliko več snovi kot antimaterije. Kozmologi lahko opazovalno ugotovijo, da vesolje ni razdeljeno na področja snovi in ​​antimaterije. Če bi bilo, bi nastali rentgenski in gama žarki, ki bi nastali kot posledica izničenja, vendar tega ne opazimo. Zato je moral nek proces v zgodnjem vesolju ustvariti majhen presežek snovi nad antimaterijo in ta (trenutno ne razumljen) proces se imenuje bariogeneza. Tri zahtevane pogoje za bariogenezo je leta 1967 izpeljal Andrej Saharov in zahteva kršitev simetrije fizike delcev, imenovano CP-simetrija, med snovjo in antimaterijo. [33] Vendar pospeševalniki delcev merijo premajhno kršitev CP-simetrije, da bi upoštevali barionsko asimetrijo. Kozmologi in fiziki delcev iščejo dodatne kršitve CP-simetrije v zgodnjem vesolju, ki bi lahko povzročile asimetrijo bariona. [34]

Tako problemi bariogeneze kot kozmične inflacije so zelo tesno povezani s fiziko delcev, njihova rešitev pa lahko izvira iz teorije in eksperimentov visoke energije, ne pa iz opazovanj vesolja. [ špekulacije? ]

Urejanje teorije velikega poka

Nukleosinteza velikega poka je teorija tvorbe elementov v zgodnjem vesolju. Končalo se je, ko je bilo vesolje staro približno tri minute in njegova temperatura se je spustila pod tisto, pri kateri bi lahko prišlo do jedrske fuzije. Nukleosinteza Big Bang je imela kratko obdobje, v katerem je lahko delovala, zato so nastali le najlažji elementi. Izhajajoč iz vodikovih ionov (protonov) je v glavnem proizvajal devterij, helij-4 in litij. Drugi elementi so bili proizvedeni v številnih sledovih. Osnovno teorijo nukleosinteze so leta 1948 razvili George Gamow, Ralph Asher Alpher in Robert Herman. [35] Dolga leta so jo uporabljali kot sondo fizike v času Velikega poka, saj teorija nukleosinteze Velikega poka povezuje številčnost prvotnih svetlobnih elementov z značilnostmi zgodnjega vesolja. [22] Natančneje, z njim lahko preizkusimo načelo enakovrednosti, [36] za sondiranje temne snovi in ​​preizkus fizike nevtrinov. [37] Nekateri kozmologi so predlagali, da nukleosinteza Big Bang nakazuje, da obstaja četrta "sterilna" vrsta nevtrina. [38]

Standardni model kozmologije Big Bang Uredi

The ΛCDM (Lambda hladna temna snov) ali Lambda-CDM model je parametrizacija kozmološkega modela Velikega poka, v katerem vesolje vsebuje kozmološko konstanto, označeno z Lambda (grško Λ), povezana s temno energijo in hladno temno snovjo (okrajšano CDM). Pogosto se imenuje standardni model kozmologije Velikega poka. [39] [40]

Kozmično mikrovalovno ozadje Uredi

Kozmično mikrovalovno ozadje je sevanje, ki je ostalo od ločitve po obdobju rekombinacije, ko so nevtralni atomi prvič nastali. V tem trenutku je sevanje, ki je nastalo v velikem poku, ustavilo Thomsonovo sipanje iz nabitih ionov. Sevanje, ki sta ga leta 1965 prvič opazila Arno Penzias in Robert Woodrow Wilson, ima popoln termični spekter črnega telesa. Danes ima temperaturo 2,7 kelvina in je v 10 5 izotropna za en del. Teorija kozmoloških motenj, ki opisuje razvoj rahlih nehomogenosti v zgodnjem vesolju, je kozmologom omogočila natančen izračun kotnega spektra moči sevanja, izmerili pa so ga nedavni satelitski poskusi (COBE in WMAP) [41] in številni eksperimenti na tleh in balonih (kot so merilniki stopinj kotne lestvice, Cosmic Background Imager in Bumerang). [42] Eden od ciljev teh prizadevanj je izmeriti osnovne parametre modela Lambda-CDM z vedno večjo natančnostjo, pa tudi preizkusiti napovedi modela velikega poka in poiskati novo fiziko. Rezultati meritev, ki jih je opravil WMAP, so na primer postavili meje na nevtrinske mase. [43]

Novejši eksperimenti, kot sta QUIET in kozmološki teleskop Atacama, poskušajo izmeriti polarizacijo kozmičnega mikrovalovnega ozadja. [44] Pričakuje se, da bodo te meritve zagotovile nadaljnjo potrditev teorije, pa tudi informacije o kozmični inflaciji in tako imenovanih sekundarnih anizotropijah [45], kot sta učinek Sunyaev-Zel'doviča in Sachs-Wolfejev učinek. ki jih povzroča interakcija med galaksijami in jatami z vesoljskim mikrovalovnim ozadjem. [46] [47]

Astronomi BICEP2 Collaboration so 17. marca 2014 napovedali očitno odkritje B-polarizacija CMB, ki velja za dokaz prvotnih gravitacijskih valov, za katere teorija inflacije predvideva, da se bodo pojavile v najzgodnejši fazi Velikega poka. [9] [10] [11] [48] Kasneje istega leta pa je Planckova kolaboracija zagotovila natančnejše merjenje kozmičnega prahu in zaključila, da je signal B-načina iz prahu enake moči, kot je poročal BICEP2. [49] [50] 30. januarja 2015 je bila objavljena skupna analiza podatkov BICEP2 in Planck, Evropska vesoljska agencija pa je sporočila, da je signal mogoče v celoti pripisati medzvezdnemu prahu v Mlečni cesti. [51]

Oblikovanje in razvoj obsežne strukture Uredi

Razumevanje nastanka in razvoja največjih in najzgodnejših struktur (tj. Kvazarjev, galaksij, grozdov in super grozdov) je eno največjih prizadevanj v kozmologiji. Kozmologi preučujejo model oblikovanje hierarhične strukture pri katerem se strukture tvorijo od spodaj navzgor, pri čemer se najprej oblikujejo manjši predmeti, medtem ko se največji predmeti, na primer super grozdi, še vedno sestavljajo. [52] Eden od načinov preučevanja strukture v vesolju je pregled vidnih galaksij, da bi ustvarili tridimenzionalno sliko galaksij v vesolju in izmerili spekter moči snovi. To je pristop Sloan Digital Survey in 2dF Galaxy Redshift Survey. [53] [54]

Drugo orodje za razumevanje tvorbe struktur so simulacije, ki jih kozmologi uporabljajo za preučevanje gravitacijskega združevanja snovi v vesolju, saj se združuje v filamente, superjaste in praznine. Večina simulacij vsebuje le nebarionsko hladno temno snov, kar bi moralo zadostovati za razumevanje vesolja na največji lestvici, saj je v vesolju veliko več temne snovi kot vidne, barionske snovi. Naprednejše simulacije začenjajo vključevati barione in preučevati nastanek posameznih galaksij. Kozmologi preučujejo te simulacije, da bi ugotovili, ali se strinjajo z raziskavami galaksij, in razumeli morebitne razlike. [55]

Druga dopolnilna opazovanja za merjenje porazdelitve snovi v oddaljenem vesolju in za reionizacijo sonde vključujejo:

  • Lyman-alfa gozd, ki kozmologom omogoča merjenje porazdelitve nevtralnega atomskega vodikovega plina v zgodnjem vesolju z merjenjem absorpcije svetlobe iz oddaljenih kvazarjev s strani plina. [56]
  • 21-centimetrska absorpcijska črta nevtralnega atomskega vodika zagotavlja tudi občutljiv test kozmologije. [57], izkrivljanje oddaljene slike z gravitacijskim lečenjem zaradi temne snovi. [58]

To bo kozmologom pomagalo rešiti vprašanje, kdaj in kako je nastala struktura v vesolju.

Urejanje temne snovi

Dokazi iz nukleosinteze Big Bang, kozmičnega mikrovalovnega ozadja, tvorbe struktur in krivulj vrtenja galaksij kažejo, da približno 23% mase vesolja sestavlja nebarionska temna snov, medtem ko je le 4% vidne barionske snovi. Gravitacijski učinki temne snovi so dobro razumljeni, saj se obnaša kot hladna, nesevalna tekočina, ki tvori haloje okoli galaksij. Temne snovi v laboratoriju nikoli niso odkrili, fizična narava temne snovi pa ostaja popolnoma neznana. Brez opazovalnih omejitev obstajajo številni kandidati, kot so stabilni supersimetrični delci, šibko interaktivni masivni delci, masivni delci, ki delujejo gravitacijsko, aksion in masiven kompakten halo objekt. Alternative hipotezi o temni snovi vključujejo spremembo gravitacije pri majhnih pospeških (MOND) ali učinek kozmologije Brane. [59]

Temna energija Uredi

Če je vesolje ravno, mora obstajati dodatna komponenta, ki predstavlja 73% (poleg 23% temne snovi in ​​4% barionov) energijske gostote vesolja. Temu rečemo temna energija. Da ne bi motil nukleosinteze Velikega poka in kozmičnega mikrovalovnega ozadja, se ne sme kopičiti v haloah, kot so barioni in temna snov. Obstajajo močni opazovalni dokazi za temno energijo, saj je skupna gostota energije vesolja znana po omejitvah ravnosti vesolja, vendar je količina grozdaste snovi natančno izmerjena in je veliko manjša od te. Primer za temno energijo se je okrepil leta 1999, ko so meritve pokazale, da se je širjenje vesolja začelo postopoma pospeševati. [60]

Razen njene gostote in grozdnih lastnosti o temni energiji ni znano nič. Kvantna teorija polja napoveduje kozmološko konstanto (CC), podobno temni energiji, vendar 120 velikostnih redov večjo od opažene. [61] Steven Weinberg in številni teoretiki strun (glej pokrajino nizov) so se sklicevali na "šibko antropično načelo": tj. razlog, da fiziki opazujejo vesolje s tako majhno kozmološko konstanto, je, da v vesolju z večjo kozmološko konstanto ne bi mogli obstajati nobeni fiziki (ali kakršno koli življenje). Številnim kozmologom se to zdi nezadovoljiva razlaga: morda zato, ker je šibko antropično načelo samoumevno (glede na to, da živi opazovalci obstajajo, mora obstajati vsaj eno vesolje s kozmološko konstanto, ki omogoča življenje), vendar ne poskuša razložiti kontekst tega vesolja. [62] Na primer, samo šibko antropično načelo ne razlikuje med:

  • Kdajkoli bo obstajalo samo eno vesolje in obstaja neko temeljno načelo, ki omejuje CC na vrednost, ki jo opazimo.
  • Kdajkoli bo obstajalo samo eno vesolje in čeprav ni nobenega temeljnega načela, ki bi določalo CC, smo imeli srečo.
  • Obstaja veliko vesolj (hkrati ali serijsko) z različnimi vrednostmi CC, seveda pa je naše eno od življenjskih.

Druge možne razlage temne energije vključujejo kvintesenco [63] ali spremembo gravitacije na največji lestvici. [64] Učinek temne energije na kozmologijo, ki ga opisujejo ti modeli, daje enačba stanja temne energije, ki je odvisna od teorije. Narava temne energije je eden najzahtevnejših problemov v kozmologiji.

Boljše razumevanje temne energije bo verjetno rešilo problem končne usode vesolja. V sedanji kozmološki dobi pospešena ekspanzija zaradi temne energije preprečuje nastanek struktur, večjih od super grozdov. Ni znano, ali se bo pospeševanje nadaljevalo za nedoločen čas, morda celo naraščalo, dokler se velik razkol ali pa se bo sčasoma obrnil, pripeljal do velikega zamrzovanja ali sledil kakšnemu drugemu scenariju. [65]

Gravitacijski valovi Uredi

Gravitacijski valovi so valovi v ukrivljenosti vesolja-časa, ki se širijo kot valovi s svetlobno hitrostjo in nastajajo v določenih gravitacijskih interakcijah, ki se širijo navzven od svojega vira. Astronomija z gravitacijskimi valovi je nova veja opazovalne astronomije, katere namen je z uporabo gravitacijskih valov zbirati opazovalne podatke o virih zaznavnih gravitacijskih valov, kot so binarni zvezdni sistemi, sestavljeni iz belih palčkov, nevtronskih zvezd in črnih lukenj ter dogodkov, kot so supernove nastanek zgodnjega vesolja kmalu po velikem poku. [66]

Leta 2016 sta ekipi LIGO Scientific Collaboration in Virgo Collaboration objavili, da so opravili prvo opazovanje gravitacijskih valov, ki izvirajo iz para združevanja črnih lukenj z uporabo naprednih detektorjev LIGO. [67] [68] [69] 15. junija 2016 je bilo napovedano drugo zaznavanje gravitacijskih valov iz združenih črnih lukenj. [70] Poleg LIGO je v gradnji še veliko drugih opazovalnic (detektorjev) gravitacijskih valov. [71]


Vsebina

Zgodovina teme se je začela z razvojem valovne mehanike v 19. stoletju in raziskovanjem pojavov, povezanih z Dopplerjevim učinkom. Učinek je poimenovan po Christianu Dopplerju, ki je ponudil prvo znano fizično razlago pojava leta 1842. [1] Hipotezo je za zvočne valove preizkusil nizozemski znanstvenik Christophorus Buys Ballot leta 1845. [2] Doppler je pravilno napovedal, da pojav bi moral veljati za vse valove in zlasti predlagal, da bi lahko različne barve zvezd pripisali njihovemu gibanju glede na Zemljo. [3] Preden je bilo to preverjeno, pa je bilo ugotovljeno, da so bile zvezdne barve predvsem posledica temperature zvezde, ne gibanja. Šele kasneje so Dopplerja potrdili s preverjenimi opazovanji rdečega premika.

Prvi dopplerjev rdeči premik je leta 1848 opisal francoski fizik Hippolyte Fizeau, ki je opozoril na premik spektralnih črt, opaženih pri zvezdah, zaradi Dopplerjevega učinka. Učinek se včasih imenuje "Doppler-Fizeaujev učinek". Leta 1868 je britanski astronom William Huggins s to metodo prvi določil hitrost zvezde, ki se oddaljuje od Zemlje. [4] Leta 1871 je bil optični rdeči premik potrjen, ko so pojav opazili v Fraunhoferjevih linijah z uporabo sončne rotacije, približno 0,1 Å v rdeči barvi. [5] Leta 1887 sta Vogel in Scheiner odkrila letni Dopplerjev učinek, letna sprememba Dopplerjevega premika zvezd, ki se nahajajo v bližini ekliptike zaradi orbitalne hitrosti Zemlje. [6] Leta 1901 je Aristarkh Belopolsky preveril optični rdeči premik v laboratoriju z uporabo sistema vrtljivih ogledal. [7]

Najzgodnejši pojav izraza rdeči premik v tisku (v tej vezani obliki) se zdi, da ga je leta 1908 objavil ameriški astronom Walter S. Adams, v katerem omenja "Dve metodi preiskovanja te narave meglenega rdečega premika". [8] Beseda ni videti brez vezaja šele okoli leta 1934 Willema de Sitterja, kar morda kaže, da je do takrat njen nemški ekvivalent, Rotverschiebung, je bila pogosteje uporabljena. [9]

Začel je z opazovanji leta 1912, Vesto Slipher je odkril, da ima večina spiralnih galaksij, za katere je bilo takrat večinoma mišljeno, da so spiralne meglice, precej rdečih premikov. Slipher najprej poroča o svojih meritvah v otvoritvenem volumnu Lowell Observatory Bulletin. [10] Tri leta kasneje je v reviji napisal pregled Priljubljena astronomija. [11] V njem navaja, da je "zgodnje odkritje, da je imela velika Andromedina spirala dokaj izjemno hitrost –300 km (/ s), pokazalo takrat razpoložljiva sredstva, ki so lahko raziskala ne samo spektre spiral, temveč tudi njihove hitrosti no. " [12] Slipher je poročal o hitrostih 15 spiralnih meglic, ki so se razširile po celotni nebesni krogli, vse razen treh pa so imele opazne "pozitivne" (to je recesijske) hitrosti. Nato je Edwin Hubble z oblikovanjem svojega istoimenskega Hubblovega zakona odkril približno razmerje med rdečimi premiki takšnih "meglic" in razdaljami do njih. [13] Ta opažanja so potrdila delo Alexandra Friedmanna iz leta 1922, v katerem je izpeljal Friedmann-Lemaîtrejeve enačbe. [14] Danes veljajo za močne dokaze o naraščajočem vesolju in teoriji velikega poka. [15]

Izmeriti je mogoče spekter svetlobe, ki prihaja iz vira (glejte ilustrirano ilustracijo spektra zgoraj desno). Za določitev rdečega premika se iščejo lastnosti v spektru, kot so absorpcijske črte, emisijske črte ali druge spremembe jakosti svetlobe. Če jih najdemo, jih lahko primerjamo z znanimi značilnostmi v spektru različnih kemičnih spojin, ki jih najdemo v poskusih, kjer se ta spojina nahaja na Zemlji. Zelo pogost atomski element v vesolju je vodik. Spekter prvotno brezlične svetlobe, ki jo je sevala vodik, bo pokazal spekter značilnosti, specifičen za vodik, ki ima značilnosti v rednih intervalih. Če je omejeno na absorpcijske črte, bi bilo videti podobno kot na sliki (zgoraj desno). Če v opazovanem spektru iz oddaljenega vira opazimo enak vzorec intervalov, ki pa se pojavljajo na premikanih valovnih dolžinah, ga lahko identificiramo tudi kot vodik. Če je v obeh spektrih identificirana enaka spektralna črta, vendar na različnih valovnih dolžinah, potem lahko rdeči premik izračunamo s spodnjo tabelo. Določitev rdečega premika predmeta na ta način zahteva frekvenčno ali valovno dolžino. Za izračun rdečega premika je treba poznati valovno dolžino oddane svetlobe v preostalem okviru vira: z drugimi besedami, valovno dolžino, ki bi jo izmeril opazovalec, ki se nahaja v bližini vira in ga spremlja. Ker v astronomskih aplikacijah te meritve ni mogoče izvesti neposredno, ker bi to zahtevalo potovanje do oddaljene zvezde, ki je zanimiva, se namesto tega uporabi metoda, ki uporablja tukaj opisane spektralne črte. Rdečih premikov ni mogoče izračunati tako, da si ogledamo neznane značilnosti, katerih frekvenca okvira mirujočega stanja je neznana, ali spekter, ki je brez značilnosti ali bel šum (naključna nihanja v spektru). [17]

Redshift (in blueshift) je lahko označen z relativno razliko med opazovano in oddajano valovno dolžino (ali frekvenco) predmeta. V astronomiji je običajno, da se na to spremembo sklicujemo z brezdimenzionalno imenovano količino z . Če λ predstavlja valovno dolžino in f predstavlja frekvenco (opomba, λf = c kje c je hitrost svetlobe) z je opredeljena z enačbami: [18]

Izračun rdečega premika, z
Glede na valovno dolžino Glede na pogostost
z = λ o b s v - λ e m i t λ e m i t < displaystyle z = < frac < lambda _ < mathrm > - lambda _ < mathrm >> < lambda _ < mathrm >>>> z = f e m i t - f o b s v f o b s v < displaystyle z = < frac > -f_ < mathrm >> >>>>
1 + z = λ o b s v λ e m i t < displaystyle 1 + z = < frac < lambda _ < mathrm >> < lambda _ < mathrm >>>> 1 + z = f e m i t f o b s v < displaystyle 1 + z = < frac >> >>>>

Po z je izmerjeno, je razlika med rdečim in modrim premikom le vprašanje, ali z je pozitiven ali negativen. Na primer modri premiki z Dopplerjevim učinkom ( z & lt 0) so povezani s predmeti, ki se opazovalcu približujejo (približujejo se mu) s preusmeritvijo svetlobe na večje energije. Nasprotno pa rdeči premiki Dopplerjevega učinka ( z & gt 0) so povezani s predmeti, ki se umikajo (odmikajo) od opazovalca s preusmeritvijo svetlobe na nižje energije. Podobno so gravitacijski modri premiki povezani s svetlobo, ki jo oddaja vir, ki se nahaja znotraj šibkejšega gravitacijskega polja, kot ga opazimo znotraj močnejšega gravitacijskega polja, medtem ko gravitacijski rdeči premik pomeni nasprotne pogoje.

Na splošno lahko v nekaterih posebnih prostorsko-časovnih geometrijah dobimo več pomembnih formul za rdeči premik, kot je povzeto v naslednji tabeli. V vseh primerih je velikost premika (vrednost z ) je neodvisen od valovne dolžine. [19]

Za popolno gibanje v radialni smeri ali smeri vidnega polja:


Za gibanje popolnoma v prečni smeri:

Dopplerjev učinek Uredi

Valovna dolžina 575 nm) se zdi, da je kroglica zelenkasta (modri premik do

Valovna dolžina 565 nm), ki se približuje opazovalcu, postane oranžna (rdeči premik do

Valovna dolžina 585 nm), ko prehaja in se po zaustavitvi gibanja vrne v rumeno. Da bi opazili takšno spremembo barve, bi moral predmet potovati s približno 5200 km / s ali približno 75-krat hitreje kot rekord hitrosti najhitrejše umetne vesoljske sonde.

Če se vir svetlobe oddaljuje od opazovalca, potem rdeči premik ( z & gt 0) se zgodi, če se vir premakne proti opazovalcu, nato blueshift ( z & lt 0). To velja za vsa elektromagnetna valovanja in je razloženo z Dopplerjevim učinkom. Zato se ta vrsta rdečega premika imenuje Dopplerjev rdeči premik. Če se vir s hitrostjo oddalji od opazovalca v , kar je veliko manj kot svetlobna hitrost ( vc ), rdeči premik je podan z

kje c je hitrost svetlobe. Pri klasičnem Dopplerjevem učinku frekvenca vira ni spremenjena, vendar recesijsko gibanje povzroči iluzijo nižje frekvence.

Za popolnejšo obravnavo Dopplerjevega rdečega premika je treba upoštevati relativistične učinke, povezane z gibanjem virov blizu svetlobne hitrosti. Popolno izpeljavo učinka najdete v članku o relativističnem Dopplerjevem učinku. Na kratko, predmeti, ki se gibljejo blizu svetlobne hitrosti, bodo imeli odstopanja od zgornje formule zaradi časovne širitve posebne relativnosti, ki jo je mogoče popraviti z uvedbo Lorentzovega faktorja γ v klasično dopplerjevo formulo na naslednji način (za gibanje samo v vidnem polju):

Ta pojav so prvič opazili v poskusu iz leta 1938, ki sta ga izvedla Herbert E. Ives in G.R. Stilwell, imenovan Ives – Stilwellov eksperiment. [21]

Ker je Lorentzov faktor odvisen samo od velikosti hitrosti, je rdeči premik, povezan z relativistično korekcijo, neodvisen od usmeritve gibanja vira. V nasprotju s tem je klasični del formule odvisen od projekcije gibanja vira v vidno polje, kar daje različne rezultate za različne usmeritve. Če θ je kot med smerjo relativnega gibanja in smerjo oddajanja v opazovalčevem okviru [22] (ničelni kot je neposredno oddaljen od opazovalca), popolna oblika relativističnega Dopplerjevega učinka postane:

in za gibanje samo v vidnem polju ( θ = 0 °) se ta enačba zmanjša na:

Za poseben primer, ko se svetloba premika pod pravim kotom ( θ = 90 °) do smeri relativnega gibanja v opazovalnem okviru [23], relativistični rdeči premik je znan kot prečni rdeči premik in rdeči premik:

se izmeri, čeprav se objekt ne odmika od opazovalca. Tudi če se vir premika proti opazovalcu, če obstaja prečna komponenta gibanja, obstaja določena hitrost, pri kateri dilatacija samo prekine pričakovani blueshift in pri večji hitrosti se bližajoči vir rdeče premakne. [24]

Širitev prostora Uredi

V zgodnjem delu dvajsetega stoletja so Slipher, Wirtz in drugi izvedli prve meritve rdečih in modrih premikov galaksij onkraj Rimske ceste. Sprva so te rdeče premike in blueshift interpretirali kot posledica naključnih gibov, kasneje pa sta Lemaître (1927) in Hubble (1929) z uporabo prejšnjih podatkov odkrila približno linearno korelacijo med naraščajočimi rdečimi premiki in razdaljami do galaksij. Lemaître je spoznal, da je ta opažanja mogoče razložiti z mehanizmom ustvarjanja rdečih premikov, ki ga vidimo v Friedmannovih rešitvah Einsteinovih enačb splošne relativnosti. Korelacija med rdečimi premiki in razdaljami je potrebna pri vseh takih modelih, ki imajo metrično širitev prostora. [15] Posledično se valovna dolžina fotonov, ki se širijo po razširjenem prostoru, raztegne in ustvari kozmološki rdeči premik.

Obstaja razlika med rdečim premikom v kozmološkem kontekstu v primerjavi s tistim, ki smo ga videli, ko bližnji predmeti kažejo lokalni rdeči premik Dopplerjevega učinka. Namesto da bi bili kozmološki rdeči premiki posledica relativnih hitrosti, za katere veljajo zakoni posebne relativnosti (in s tem tudi pravilo, da ne moreta dva lokalno ločena predmeta imeti sorazmernih hitrosti medsebojno hitrejša od svetlobne hitrosti), fotoni se namesto tega povečajo v valovni dolžini in rdečem premiku zaradi globalne značilnosti vesolja, skozi katerega potujejo. Ena od interpretacij tega učinka je ideja, da se prostor sam širi. [25] Zaradi širitve, ki se povečuje s povečevanjem razdalj, se lahko razdalja med dvema oddaljenima galaksijama poveča z več kot 3 × 10 8 m / s, vendar to ne pomeni, da se galaksije gibljejo hitreje od svetlobne hitrosti na sedanji lokaciji (kar prepoveduje Lorentzova kovarianca).

Matematična izpeljava Uredi

Posledice opazovanja tega učinka lahko ugotovimo z uporabo enačb splošne relativnosti, ki opisujejo homogeno in izotropno vesolje.

Če želite izvesti učinek rdečega premika, uporabite geodetsko enačbo za svetlobni val, kar je

  • ds je prostor-časovni interval
  • dt je časovni interval
  • dr je prostorski interval
  • c je hitrost svetlobe
  • a je časovno odvisen faktor vesoljske lestvice
  • k je ukrivljenost na enoto površine.

Za opazovalca, ki na položaju opazuje greben svetlobnega vala r = 0 in čas t = tzdaj , greben svetlobnega vala je bil oddajen hkrati t = tpotem v preteklosti in oddaljeni položaj r = R . Če integriramo pot v prostoru in času, ki ga prehaja svetlobni val, dobimo:

Na splošno svetlobna valovna dolžina zaradi spremenjenih lastnosti metrike ni enaka za obravnavani položaj in čas. Ko je bil val izpuščen, je imel valovno dolžino λpotem . Naslednji greben svetlobnega vala je bil oddajen naenkrat

Opazovalec vidi naslednji greben opazovanega svetlobnega vala z valovno dolžino λzdaj prispeti naenkrat

Ker se kasnejši greben spet oddaja iz r = R in je opazen pri r = 0, lahko zapišemo naslednjo enačbo:

Desna stran obeh zgornjih integralnih enačb je enaka, kar pomeni

Uporaba naslednje manipulacije:

Za zelo majhne časovne razlike (v obdobju enega cikla svetlobnega vala) je faktor lestvice v bistvu konstanta ( a = azdaj danes in a = apotem prej). To prinaša

ki jih lahko prepišemo kot

Z uporabo zgornje definicije rdečega premika enačba

je pridobljen. V naraščajočem vesolju, kakršno je naseljeno, se faktor obsega s časom monotono povečuje, zato z je pozitivna in oddaljene galaksije so videti rdeče premaknjene.

Z uporabo modela širitve vesolja lahko rdeči premik povežemo s starostjo opazovanega predmeta, tako imenovano razmerje med kozmičnim časom in rdečim premikom. Označimo razmerje gostote kot Ω0 :

s ρkritik kritična gostota, ki razmejuje vesolje, ki se na koncu zdrobi iz tistega, ki se preprosto širi. Ta gostota je približno tri atome vodika na kubični meter prostora. [26] Pri velikih rdečih premikih 1 + z & gt Ω0 -1, najdemo:

kje H0 je današnja Hubblova konstanta in z je rdeči premik. [27] [28] [29]

Razlikovanje kozmoloških in lokalnih učinkov

Za kozmološke rdeče premike z & lt 0,01 dodatnih doplerjevskih rdečih in modrih premikov zaradi posebnih gibanj galaksij med seboj povzročata velik odmik od običajnega Hubblovega zakona. [30] Nastalo situacijo lahko ponazorimo z razširjenim vesoljem gumijastih listov, običajno kozmološko analogijo, ki se uporablja za opis širitve vesolja. Če sta dva predmeta predstavljena s krogličnimi ležaji, vesolje-čas pa z raztezajočo se gumijasto folijo, Dopplerjev učinek povzroči kotaljenje kroglic po plošči, da se ustvari nenavadno gibanje. Kozmološki rdeči premik se zgodi, ko se kroglični ležaji zataknejo za pločevino in se plošča raztegne. [31] [32] [33]

Rdeči premiki galaksij vključujejo tako komponento, povezano z recesijsko hitrostjo zaradi širjenja vesolja, kot komponento, povezano z nenavadnim gibanjem (Dopplerjev premik). [34] Rdeči premik zaradi širjenja vesolja je odvisen od recesijske hitrosti na način, ki ga določa kozmološki model, izbran za opis širitve vesolja, kar se zelo razlikuje od tega, kako je Dopplerjev rdeči premik odvisen od lokalne hitrosti. [35] Kozmolog Edward Robert Harrison, ki opisuje izvor kozmološke ekspanzije rdečega premika, je dejal: "Svetloba zapusti galaksijo, ki stoji v svojem lokalnem vesoljskem območju in jo sčasoma sprejmejo opazovalci, ki mirujejo v svoji lokalni vesoljski regiji. Med galaksijo in opazovalcem svetloba potuje po obsežnih območjih razširjenega vesolja. Posledično se vse valovne dolžine svetlobe raztezajo s širjenjem vesolja. Tako preprosto je. "[36] Steven Weinberg je pojasnil," Povečanje valovne dolžine od emisije do absorpcije svetlobe ni odvisno od hitrosti spremembe a(t) [tukaj a(t) je faktor obsega Robertson-Walker] v času emisije ali absorpcije, vendar s povečanjem a(t) v celotnem obdobju od emisije do absorpcije. "[37]

Popularna literatura pogosto uporablja izraz "Dopplerjev rdeči premik" namesto "kozmološki rdeči premik" za opis rdečega premika galaksij, v katerem prevladuje širitev vesolja-časa, vendar kozmološkega rdečega premika ni mogoče najti z uporabo relativistične Dopplerjeve enačbe [38], za katero je značilna posebna relativnost tako v & gt c nemogoče, medtem ko, nasprotno, v & gt c je možno pri kozmoloških rdečih premikih, ker se prostor, ki ločuje predmete (na primer kvazar od Zemlje), lahko širi hitreje kot svetlobna hitrost. [39] Bolj matematično stališče, da se "oddaljene galaksije umikajo" in stališče, da se "prostor med galaksijami širi", povezujejo s spreminjanjem koordinatnih sistemov. Da bi to natančno izrazili, je potrebno delo z matematiko metrike Friedmann-Robertson-Walker. [40]

Če bi se vesolje krčilo, namesto da bi se širilo, bi videli oddaljene galaksije, modro premikane za količino, sorazmerno z njihovo razdaljo, namesto da bi bile rdeče premaknjene. [41]

Gravitacijski rdeči premik Uredi

V teoriji splošne relativnosti obstaja časovna dilatacija znotraj gravitacijske vrtine. To je znano kot gravitacijski rdeči premik oz Einsteinova izmena. [42] Teoretična izpeljava tega učinka izhaja iz Schwarzschildove rešitve Einsteinovih enačb, ki daje naslednjo formulo za rdeči premik, povezan s fotonom, ki potuje v gravitacijskem polju nenaelektrene, nerotirajoče, sferično simetrične mase:

  • G je gravitacijska konstanta,
  • M je masa predmeta, ki ustvarja gravitacijsko polje,
  • r je radialna koordinata vira (ki je analogna klasični razdalji od središča predmeta, vendar je dejansko Schwarzchildova koordinata) in
  • c je hitrost svetlobe.

Rezultat gravitacijskega rdečega premika lahko izpeljemo iz predpostavk posebne relativnosti in načelo enakovrednosti celotna teorija splošne relativnosti ni potrebna. [43]

Učinek je zelo majhen, a izmerljiv na Zemlji z uporabo Mössbauerjevega učinka in je bil prvič opažen v poskusu Pound – Rebka. [44] Vendar je pomembno blizu črne luknje in ko se objekt približa obzorju dogodkov, rdeči premik postane neskončen. Je tudi prevladujoči vzrok velikih temperaturnih nihanj v kotnem obsegu v kozmičnem sevanju mikrovalov v ozadju (glej Sachs-Wolfejev učinek). [45]

Rdeči premik, opažen v astronomiji, je mogoče izmeriti, ker so emisijski in absorpcijski spektri za atome značilni in dobro znani, umerjeni iz spektroskopskih poskusov v laboratorijih na Zemlji. Ko se izmeri rdeči premik različnih absorpcijskih in emisijskih linij z enega samega astronomskega predmeta, z je izredno konstantno. Čeprav so oddaljeni predmeti rahlo zamegljeni in se črte razširijo, je to mogoče razumeti le s toplotnim ali mehanskim gibanjem vira. Zaradi teh in drugih razlogov je med astronomi soglasje, da so rdeči premiki, ki jih opazijo, posledica neke kombinacije treh uveljavljenih oblik dopplerjevskih rdečih premikov. Alternativne hipoteze in razlage za rdeči premik, kot je utrujena svetloba, na splošno niso verjetne. [46]

Spektroskopija je kot meritev bistveno težja od preproste fotometrije, ki skozi določene filtre meri svetlost astronomskih predmetov. [47] Ko so na voljo le fotometrični podatki (na primer Hubblovega globokega polja in Hubblovega globokega polja), se astronomi zanašajo na tehniko merjenja fotometričnih rdečih premikov. [48] ​​Zaradi širokih razponov valovnih dolžin v fotometričnih filtrih in potrebnih predpostavk o naravi spektra pri svetlobnem viru se lahko napake za tovrstne meritve gibljejo do δz = 0,5 in so veliko manj zanesljivi kot spektroskopske določitve. [49] Vendar fotometrija vsaj omogoča kvalitativno karakterizacijo rdečega premika. Na primer, če bi imel sončni spekter rdeči premik z = 1, bi bil najsvetlejši v infrardeči svetlobi in ne pri rumeno-zeleni barvi, povezani z vrhom spektra njegovih črnih teles, intenzivnost svetlobe pa se bo v filtru zmanjšala za faktor štiri, (1 + z) 2. Tako hitrost števila fotonov kot energija fotona sta rdeče premaknjena. (Za podrobnosti o fotometričnih posledicah rdečega premika glejte K popravek.) [50]

Lokalna opazovanja Uredi

V bližnjih predmetih (znotraj naše galaksije Rimske ceste) so opaženi rdeči premiki skoraj vedno povezani s hitrostjo vidnega polja, povezanimi z opazovanimi predmeti. Opazovanja takšnih rdečih in modrih premikov so astronomom omogočila merjenje hitrosti in parametriranje mas zvezd, ki krožijo v spektroskopskih binarnih datotekah, metoda, ki jo je leta 1868 prvič uporabil britanski astronom William Huggins. [4] Podobno so majhni rdeči in modri premiki, zaznani pri spektroskopskih meritvah posameznih zvezd, eden od načinov, kako so astronomi lahko diagnosticirali in izmerili prisotnost in značilnosti planetarnih sistemov okoli drugih zvezd in celo zelo podrobno diferencialno merili rdeče premike med planetarnimi tranziti za določitev natančnih orbitalnih parametrov. [51] V helioseizmologiji se uporabljajo natančno natančne meritve rdečih premikov za določanje natančnih premikov sončne fotosfere. [52] Rdeči premiki so bili uporabljeni tudi za prve meritve hitrosti vrtenja planetov, [53] hitrosti medzvezdnih oblakov, [54] vrtenja galaksij [19] in dinamike priraščanja na nevtronske zvezde in črne luknje ki kažejo tako Dopplerjev kot gravitacijski rdeči premik. [55] Poleg tega je mogoče z merjenjem Dopplerjeve razširitve doseči temperature različnih predmetov, ki oddajajo in absorbirajo - učinkovito rdeče in modre premike v eni sami emisijski ali absorpcijski liniji. [56] Z merjenjem širitve in premikov 21-centimetrske vodikove črte v različnih smereh so astronomi lahko izmerili recesijske hitrosti medzvezdnega plina, kar pa razkriva krivuljo vrtenja naše Rimske ceste. [19] Podobne meritve so bile opravljene tudi na drugih galaksijah, kot je Andromeda. [19] Meritve rdečega premika so kot diagnostično orodje ena najpomembnejših spektroskopskih meritev v astronomiji.

Izvengalaktična opazovanja Uredi

Najbolj oddaljeni predmeti kažejo večje rdeče premike, ki ustrezajo Hubblovemu toku vesolja. Največji opaženi rdeči premik, ki ustreza največji razdalji in je najbolj oddaljen v preteklosti, je vesoljsko mikrovalovno sevanje ozadja, številčna vrednost njegovega rdečega premika pa je približno z = 1089 ( z = 0 ustreza sedanjemu času) in prikazuje stanje vesolja pred približno 13,8 milijardami let [57] in 379 000 let po začetnih trenutkih Velikega poka. [58]

Svetlobna točkovna jedra kvazarjev so bila prvo "visoko rdeče premikanje" ( z > gt 0.1) predmeti, odkriti pred izboljšanjem teleskopov, so omogočili odkrivanje drugih galaksij z visokim rdečim premikom.

Za galaksije, ki so bolj oddaljene od Lokalne skupine in bližnje kopice Devic, vendar znotraj približno tisoč megaparsekov, je rdeči premik približno sorazmeren z razdaljo galaksije. To korelacijo je prvič opazil Edwin Hubble in je postal znan kot Hubblov zakon. Vesto Slipher je prvi odkril galaktične rdeče premike približno leta 1912, medtem ko je Hubble meril Slipherjeve mere z razdaljami, ki jih je meril z drugimi sredstvi, da bi oblikoval svoj zakon. V splošno sprejetem kozmološkem modelu, ki temelji na splošni relativnosti, je rdeči premik predvsem posledica širjenja vesolja: to pomeni, da bolj ko je galaksija oddaljena od nas, bolj se je prostor širil v času, odkar je svetloba zapustila to galaksijo, tako bolj kot je bila svetloba raztegnjena, bolj rdeča je premik svetlobe in tako hitreje se zdi, da se oddaljuje od nas. Hubblov zakon deloma izhaja iz Kopernikovega načela. [59] Ker običajno ni znano, kako svetleči so predmeti, je merjenje rdečega premika lažje kot bolj neposredne meritve razdalje, zato se rdeči premik včasih v praksi pretvori v surovo merjenje razdalje s pomočjo Hubblovega zakona.

Gravitacijsko medsebojno vplivanje galaksij med seboj in grozdi povzroča znatno razpršitev v običajni ploskvi Hubblovega diagrama. Nenavadne hitrosti, povezane z galaksijami, nalagajo grobo sled mase virializiranih predmetov v vesolju. Ta učinek vodi do pojavov, kot so bližnje galaksije (kot je galaksija Andromeda), ki kažejo modri premiki, ko pademo proti skupnemu barycentru, in zemljevide rdečega premika grozdov, ki kažejo božji učinek zaradi razpršenosti posebnih hitrosti v približno sferični porazdelitvi. [59] Ta dodana komponenta daje kozmologom priložnost za merjenje mas predmetov, neodvisno od razmerja med maso in svetlobo (razmerje med maso galaksije v sončnih masah in njeno svetlostjo v sončni svetilnosti), pomembno orodje za merjenje temne snovi . [60]

Linearno razmerje Hubblovega zakona med razdaljo in rdečim premikom predpostavlja, da je hitrost širjenja vesolja konstantna. Ko pa je bilo vesolje veliko mlajše, je bila stopnja širjenja in s tem Hubblova »konstanta« večja kot danes. Za bolj oddaljene galaksije, katerih svetloba potuje k nam že veliko dlje, približevanje konstantne hitrosti širjenja ne uspe in Hubblov zakon postane nelinearno integralno razmerje in je odvisno od zgodovine hitrosti širjenja od emisije svetlobe iz zadevne galaksije. Opazovanja razmerja rdečega premika in razdalje lahko nato uporabimo za določitev zgodovine širjenja vesolja in s tem vsebnosti snovi in ​​energije.

Čeprav se je dolgo verjelo, da se stopnja širjenja od Velikega poka nenehno zmanjšuje, nedavna opazovanja razmerja rdečega premika in razdalje z uporabo supernov tipa Ia kažejo, da se je v razmeroma nedavnih časih stopnja širjenja vesolja začela pospeševati.

Najvišji rdeči premiki Uredi

Trenutno so predmeti z najvišjim znanim rdečim premikom galaksije in predmeti, ki povzročajo izbruhe gama žarkov. Najbolj zanesljivi rdeči premiki so iz spektroskopskih podatkov, najvišje potrjeni spektroskopski rdeči premik galaksije pa je GN-z11, [61] z rdečim premikom z = 11,1, kar ustreza 400 milijonom let po velikem poku. Prejšnji rekord je imel UDFy-38135539 [62] v rdečem premiku z = 8,6, kar ustreza 600 milijonom let po velikem poku. Nekoliko manj zanesljivi so Lyman-break rdeči premiki, med katerimi je najvišja leča galaksije A1689-zD1 pri rdečem premiku z = 7,5 [63] [64] in naslednje najvišje bitje z = 7,0. [65] Najbolj oddaljen izbruh gama-žarkov s spektroskopskim merjenjem rdečega premika je bil GRB 090423, ki je imel rdeči premik z = 8,2. [66] Najbolj znan kvazar, ULAS J1342 + 0928, je na z = 7,54. [67] [68] Najvišja znana radijska galaksija rdečega premika (TGSS1530) je v rdečem premiku z = 5,72 [69] in najbolj znan rdeči premik molekularnega materiala je zaznavanje emisije molekule CO iz kvazarja SDSS J1148 + 5251 pri z = 6.42 . [70]

Izredno rdeči predmeti (ERO) so astronomski viri sevanja, ki oddajajo energijo v rdečem in bližnjem infrardečem delu elektromagnetnega spektra. To so lahko galaksije z zvezdnimi razpokami, ki imajo visok rdeči premik, ki ga spremlja pordelost pred vmesnim prahom, ali pa so lahko močno rdeče premikane eliptične galaksije s starejšo (in zato bolj rdečo) zvezdno populacijo. [71] Predmeti, ki so še bolj rdeči od ERO, se imenujejo hiper ekstremno rdeči predmeti (HEROJI). [72]

Kozmično mikrovalovno ozadje ima rdeči premik z = 1089, kar ustreza starosti približno 379.000 let po velikem poku in oddaljeni razdalji več kot 46 milijard svetlobnih let. [73] Prva svetloba najstarejših zvezd iz populacije III, ki jo je bilo treba kmalu opazovati, kmalu po tem, ko so prvič nastali atomi in je CMB prenehal skoraj v celoti absorbirati, ima lahko rdeče premike v območju 20 & lt z & lt 100. [74] Drugi dogodki z visokim rdečim premikom, ki jih predvideva fizika, vendar jih trenutno ni mogoče opaziti, so vesoljsko nevtrinsko ozadje približno dve sekundi po velikem poku (in rdeči premik, ki presega z & gt 10 10) [75] in ozadje vesoljnega gravitacijskega vala, ki se oddaja neposredno iz inflacije pri rdečem premiku, ki presega z & gt 10 25. [76]

Junija 2015 so astronomi poročali o dokazih za zvezde populacije III v galaksiji Cosmos Redshift 7 v z = 6,60. Takšne zvezde so verjetno obstajale v zelo zgodnjem vesolju (tj. Pri visokem rdečem premiku) in so morda začele s proizvodnjo kemičnih elementov, težjih od vodika, ki so potrebni za kasnejšo tvorbo planetov in življenja, kakršnega poznamo. [77] [78]

Redshift ankete Uredi

S pojavom avtomatiziranih teleskopov in izboljšavami spektroskopov je bilo izvedeno več sodelovanj za preslikavo vesolja v prostor z rdečim premikom. S kombiniranjem rdečega premika s podatki o kotnem položaju, raziskava rdečega premika preslika 3D porazdelitev snovi znotraj nebesnega polja. Ta opazovanja se uporabljajo za merjenje lastnosti obsežne strukture vesolja. Veliki zid, ogromen super skupek galaksij, širokih več kot 500 milijonov svetlobnih let, je dramatičen primer obsežne strukture, ki jo lahko zaznajo raziskave rdečih premikov. [79]

Prva raziskava rdečega premika je bila raziskava CfA Redshift Survey, ki se je začela leta 1977 z začetnim zbiranjem podatkov, ki je bila končana leta 1982. [80] V zadnjem času je raziskava Galaxy Redshift 2dF Galaxy določila obsežno strukturo enega odseka vesolja, merjenje rdečih premikov za več kot Zbiranje podatkov o 220.000 galaksijah je bilo končano leta 2002, končni nabor podatkov pa je bil objavljen 30. junija 2003. [81] Sloan Digital Sky Survey (SDSS) poteka od leta 2013 in naj bi meril rdeče premike približno 3 milijonov predmetov. [82] SDSS je zabeležil rdeče premike za galaksije do 0,8 in sodeloval pri odkrivanju kvazarjev zunaj z = 6. DEEP2 Redshift Survey uporablja teleskope Keck z novim spektrografom "DEIMOS", ki sledi pilotskemu programu DEEP1, DEEP2 je zasnovan za merjenje šibkih galaksij z rdečimi premiki 0,7 in več, zato je načrtovano, da zagotovi dodatek z visokim rdečim premikom na SDSS in 2dF. [83]

Interakcije in pojavi, povzeti pri predmetih prenosa sevanja in fizične optike, lahko povzročijo premike valovne dolžine in frekvence elektromagnetnega sevanja. V takih primerih premiki ustrezajo fizičnemu prenosu energije v snov ali druge fotone, ne pa s transformacijo med referenčnimi okviri. Takšni premiki so lahko posledica takšnih fizikalnih pojavov, kot so koherentni učinki ali razprševanje elektromagnetnega sevanja bodisi iz naelektrenih osnovnih delcev, iz delcev bodisi iz nihanja indeksa loma v dielektričnem mediju, kot se dogaja v radijskem pojavu radijskih piskalcev. [19] Medtem ko se takšni pojavi včasih imenujejo "rdeči premiki" in "modri premiki", se v astrofiziki medsebojne interakcije svetlobe in snovi, ki imajo za posledico energetske premike v radiacijskem polju, praviloma imenujejo "rdeče" in ne "rdeče premikanje", kar kot izraz je običajno rezerviran za zgoraj obravnavane učinke. [19]

V mnogih okoliščinah razprševanje povzroči, da sevanje pordeči, ker ima entropija prevlado veliko nizkoenergijskih fotonov nad nekaj visokoenergijskimi (hkrati pa ohranja celotno energijo). [19] Razen v skrbno nadzorovanih razmerah razprševanje ne povzroči enake relativne spremembe valovne dolžine po celotnem spektru, kar pomeni, da katera koli izračunana z je običajno funkcija valovne dolžine. Poleg tega se razprševanje iz naključnih medijev praviloma pojavlja pod številnimi koti in z je funkcija kota razprševanja. Če pride do večkratnega razprševanja ali če imajo razpršeni delci relativno gibanje, potem na splošno prihaja tudi do popačenja spektralnih črt. [19]

V medzvezdni astronomiji lahko vidni spektri postanejo bolj rdeči zaradi procesov razprševanja v pojavu, ki se imenuje medzvezdna pordelost [19] - podobno Rayleighovo razprševanje povzroča pordelost Sonca v ozračju, ki ga vidimo ob sončnem vzhodu ali sončnem zahodu, in povzroči, da ima preostalo nebo modra barva. Ta pojav se razlikuje od rdečepremikker spektroskopske črte v pordelih predmetih niso premaknjene na druge valovne dolžine in je zaradi pojava fotonov, ki se razpršijo v vidno polje in zunaj njega, s pojavom povezano dodatno zatemnitev in popačenje.

  1. ^ Doppler, Christian (1846). Beiträge zur fixsternenkunde. 69. Praga: G. Haase Söhne. Biboda: 1846befi.book. D.
  2. ^
  3. Maulik, Dev (2005). "Dopplerjeva sonografija: kratka zgodovina". V Mauliku, Dev Zalud, Ivica (ur.). Dopplerjev ultrazvok v porodništvu in ginekologiji. Springer. ISBN978-3-540-23088-5.
  4. ^
  5. O'Connor, John J. Robertson, Edmund F. (1998). "Christian Andreas Doppler". Arhiv zgodovine matematike MacTutor. Univerza v St Andrewsu.
  6. ^ ab
  7. Huggins, William (1868). "Nadaljnja opazovanja spektrov nekaterih zvezd in meglic s poskusom ugotovitve, ali se ta telesa premikajo proti Zemlji ali iz nje, tudi opazovanja na spektrih Sonca in kometa II." Filozofske transakcije Royal Society of London. 158: 529–564. Biboda: 1868RSPT..158..529H. doi: 10.1098 / rstl.1868.0022.
  8. ^
  9. Reber, G. (1995). "Medgalaktična plazma". Astrofizika in vesoljska znanost. 227 (1–2): 93–96. Bibcode: 1995Ap & amp.SS.227. 93R. doi: 10.1007 / BF00678069. S2CID30000639.
  10. ^
  11. Pannekoek, A (1961). Zgodovina astronomije. Dover. str. 451. ISBN978-0-486-65994-7.
  12. ^
  13. Bélopolsky, A. (1901). "O aparatu za laboratorijsko predstavitev Doppler-Fizeaujevega principa". Astrofizični časopis. 13: 15. Biboda: 1901ApJ. 13. 15B. doi: 10.1086 / 140786.
  14. ^
  15. Adams, Walter S. (1908). "Predhodni katalog linij, prizadetih v sončnih pegah". Prispevki Observatorija Mount Wilson / Carnegie Institution iz Washingtona. Prispevki iz Sončnega observatorija Carnegiejeve institucije v Washingtonu: Carnegie Institution iz Washingtona. 22: 1–21. Biboda: 1908CMWCI..22. 1A. Ponatisnjeno v
  16. Adams, Walter S. (1908). "Predhodni katalog linij, prizadetih na območju sončnih peg λ 4000 DO λ 4500". Astrofizični časopis. 27: 45. Bibcode: 1908ApJ. 27. 45A. doi: 10.1086 / 141524.
  17. ^
  18. de Sitter, W. (1934). "O razdalji, velikosti in sorodnih količinah v naraščajočem vesolju". Bilten nizozemskih astronomskih inštitutov. 7: 205. Bibcode: 1934BAN. 7..205D. Tako je nujno raziskati učinek rdečega premika in metrike vesolja na navidezno velikost in opaženo število meglic dane velikosti
  19. ^
  20. Slipher, Vesto (1912). "Radialna hitrost meglice Andromeda". Lowell Observatory Bulletin. 1: 2,56–2,57. Biboda: 1913 Nizka OB. 2. 56S. Velikost te hitrosti, ki je bila doslej največja, zastavlja vprašanje, ali hitrostni premik morda ni posledica drugega vzroka, vendar verjamem, da zanj trenutno nimamo druge razlage
  21. ^
  22. Slipher, Vesto (1915). "Spektrografska opazovanja meglic". Priljubljena astronomija. 23: 21–24. Biboda: 1915PA. 23. 21S.
  23. ^
  24. Slipher, Vesto (1915). "Spektrografska opazovanja meglic". Priljubljena astronomija. 23: 22. Bibcode: 1915PA. 23. 21S.
  25. ^
  26. Hubble, Edwin (1929). "Razmerje med razdaljo in radialno hitrostjo zunaj Galaktičnih meglic". Zbornik Nacionalne akademije znanosti Združenih držav Amerike. 15 (3): 168–173. Biboda: 1929PNAS. 15..168H. doi: 10.1073 / pnas.15.3.168. PMC522427. PMID16577160.
  27. ^
  28. Friedman, A. A. (1922). "Über die Krümmung des Raumes". Zeitschrift für Physik. 10 (1): 377–386. Biboda: 1922ZPhy. 10..377F. doi: 10.1007 / BF01332580. S2CID125190902. Angleški prevod v
  29. Friedman, A. (1999). "O ukrivljenosti vesolja". Splošna relativnost in gravitacija. 31 (12): 1991–2000. Biboda: 1999GReGr..31.1991F. doi: 10.1023 / A: 1026751225741. S2CID122950995. )
  30. ^ ab To so že v tridesetih letih že zgodaj prepoznali fiziki in astronomi, ki so se ukvarjali s kozmologijo. Najzgodnejša laična publikacija, ki opisuje podrobnosti te korespondence, je
  31. Eddington, Arthur (1933). Razširjajoče se vesolje: astronomska velika debata, 1900–1931. Cambridge University Press. (Ponatis: 978-0-521-34976-5)
  32. ^
  33. "Popis Hubble najde galaksije pri rdečih premikih od 9 do 12". Sporočilo za javnost ESA / Hubble . Pridobljeno 13. decembra 2012.
  34. ^ Glej na primer to sporočilo za javnost NASA-jevega teleskopa Swiftspace, ki raziskuje izbruhe gama-žarkov z dne 25. maja 2004: "Meritve spektrov gama-žarkov, dobljene med glavnim izbruhom GRB, so pokazale malo vrednosti kot indikatorji rdečega premika zaradi pomanjkanje natančno določenih lastnosti. Vendar pa so optična opazovanja GRB požarov ustvarila spektre z določljivimi črtami, kar vodi do natančnih meritev rdečega premika. "
  35. ^ Glejte [1] za vadnico o tem, kako definirati in interpretirati velike meritve rdečega premika.
  36. ^ abcdefghjaz Glej Binney in Merrifeld (1998), Carroll in Ostlie (1996), Kutner (2003) za aplikacije v astronomiji.
  37. ^ Kjer je z = rdeči premik v|| = hitrost, vzporedna z vidno črto (pozitivna, če se oddaljujemo od sprejemnika) c = svetlobna hitrost γ = Lorentzov faktor a = faktor merila G = gravitacijska konstanta M = masa predmeta r = radialna Schwarzschildova koordinata, gtt = t, t komponenta metričnega tenzorja
  38. ^
  39. Ives, H. Stilwell, G. (1938). "Eksperimentalna študija hitrosti premikajoče se atomske ure". J. Opt. Soc. Am. 28 (7): 215–226. Bibcode: 1938JOSA. 28..215I. doi: 10.1364 / josa.28.000215.
  40. ^
  41. Freund, Jurgen (2008). Posebna relativnost za začetnike. Svetovni znanstveni. str. 120. ISBN978-981-277-160-5.
  42. ^
  43. Ditchburn, R (1961). Svetloba. Dover. str. 329. ISBN978-0-12-218101-6.
  44. ^ Glejte "Fotoni, relativnost, dopplerjev premik Arhivirano 27. avgusta 2006 na Wayback Machine" na Univerzi v Queenslandu
  45. ^ Razlikovanje je jasno razvidno iz
  46. Harrison, Edward Robert (2000). Kozmologija: Znanost o vesolju (2. izd.). Cambridge University Press. str. 306ff. ISBN978-0-521-66148-5.
  47. ^
  48. Steven Weinberg (1993). Prve tri minute: Sodoben pogled na izvor vesolja (2. izd.). Osnovne knjige. str. 34. ISBN9780-465-02437-7.
  49. ^
  50. Lars Bergström Ariel Goobar (2006). Kozmologija in astrofizika delcev (2. izd.). Springer. str. 77, enačba 4.79. ISBN978-3-540-32924-4.
  51. ^
  52. GOSPA. Longair (1998). Nastanek galaksije. Springer. str. 161. ISBN978-3-540-63785-1.
  53. ^
  54. Yu N Parijskij (2001). "Radijsko vesolje High Redshift". V Normi ​​Sanchez (ur.). Aktualne teme iz astrofundamentalne fizike. Springer. str. 223. ISBN978-0-7923-6856-4.
  55. ^ O meritvah posebnih hitrosti do 5 Mpc s pomočjo vesoljskega teleskopa Hubble je leta 2003 poročal
  56. Karachentsev et al. (2003). "Lokalna galaksija teče znotraj 5 Mpc". Astronomija in astrofizika. 398 (2): 479–491. arXiv: astro-ph / 0211011. Bibcode: 2003A & ampA. 398..479K. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20021566. S2CID26822121.
  57. ^
  58. Theo Koupelis Karl F. Kuhn (2007). V iskanju vesolja (5. izd.). Jones & amp Bartlett Publishers. str. 557. ISBN978-0-7637-4387-1.
  59. ^ "Popolnoma velja razlagati enačbe relativnosti v smislu razširitvenega prostora. Napaka je, da se analogije preveč potisnejo in prostor prežejo s fizičnimi lastnostmi, ki niso v skladu z enačbami relativnosti."
  60. Geraint F. Lewis Francis, Matthew J. Barnes, Luke A. Kwan, Juliana et al. (2008). "Kozmološki radar v razširjenem vesolju". Mesečna obvestila Royal Astronomical Society. 388 (3): 960–964. arXiv: 0805.2197. Biboda: 2008MNRAS.388..960L. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2008.13477.x. S2CID15147382.
  61. ^
  62. Michal Chodorowski (2007). "Ali se prostor res širi? Kontraprimer". Pojmi Phys. 4 (1): 17–34. arXiv: astro-ph / 0601171. Biboda: 2007ONCP. 4. 15 ° C. doi: 10.2478 / v10005-007-0002-2. S2CID15931627.
  63. ^ Bedran, M.L. (2002) "Primerjava med Dopplerjevim in kozmološkim rdečim premikom"Am.J.Phys.70, 406–408
  64. ^
  65. Edward Harrison (1992). "Zakoni rdečega premika in razdalje hitrosti". Astrofizični časopis, 1. del. 403: 28–31. Bibcode: 1993ApJ. 403. 28H. doi: 10.1086 / 172179. . Datoteko pdf najdete tukaj [2].
  66. ^Harrison 2000, str. 315.
  67. ^
  68. Steven Weinberg (2008). Kozmologija. Oxford University Press. str. 11. ISBN978-0-19-852682-7.
  69. ^ Odenwald & amp Fienberg 1993
  70. ^ Hitrost hitrejša od svetlobe je dovoljena, ker širitev vesoljsko-temetrične v splošni relativnosti opisujemo v zaporedjih le lokalno veljavnih inercialnih okvirjev v nasprotju z globalno metriko Minkowskega. Širitev hitrejša od svetlobe je integriran učinek v mnogih lokalnih vztrajnostnih okvirih in je dovoljena, ker ne gre za en sam vztrajnostni okvir. Omejitev hitrosti svetlobe velja samo lokalno. Glej
  71. Michal Chodorowski (2007). "Ali se prostor res širi? Kontraprimer". Pojmi Phys. 4: 17–34. arXiv: astro-ph / 0601171. Biboda: 2007ONCP. 4. 15 ° C. doi: 10.2478 / v10005-007-0002-2. S2CID15931627.
  72. ^ M. Weiss, What Causes the Hubble Redshift?, Vnos v FAQ o fiziki (1994), dostopen prek spletnega mesta John Baez
  73. ^ To velja le v vesolju, kjer ni posebnih hitrosti. V nasprotnem primeru se rdeči premiki kombinirajo kot 1 + z = (1 + z D o p p l e r) (1 + z e x p a n s i o n) < displaystyle 1 + z = (1 + z _ < mathrm >) (1 + z_ < mathrm >)> kar daje rešitve, pri katerih so nekateri predmeti, ki se "umaknejo", modri in drugi predmeti, ki se "približajo", pa rdeči. Za več o tem bizarnem rezultatu glej Davis, T. M., Lineweaver, C. H., in Webb, J. K. "Rešitve problema privezane galaksije v naraščajočem vesolju in opazovanje umikajočih se modro premikanih predmetov", Ameriški časopis za fiziko (2003), 71 358–364.
  74. ^
  75. Chant, C. A. (1930). "Opombe in poizvedbe (teleskopi in oprema za observatorij - Einsteinovo premikanje sončnih linij)". Journal of Royal Astronomical Society of Canada. 24: 390. Bibcode: 1930JRASC..24..390C.
  76. ^
  77. Einstein, A (1907). "Über das Relativitätsprinzip und die aus demselben gezogenen Folgerungen". Jahrbuch der Radioaktivität und Elektronik. 4: 411–462. Glej str. 458 Vpliv gravitacijskega polja na ure
  78. ^
  79. Pound, R. Rebka, G. (1960). "Navidezna teža fotonov". Fizična pregledna pisma. 4 (7): 337–341. Biboda: 1960PhRvL. 4..337P. doi: 10.1103 / PhysRevLett.4.337. . Ta članek je bil prva meritev.
  80. ^
  81. Sachs, R. K. Wolfe, A. M. (1967). "Motnje kozmološkega modela in kotne spremembe kozmičnega mikrovalovnega ozadja". Astrofizični časopis. 147 (73): 73. Bibcode: 1967ApJ. 147. 73S. doi: 10.1086 / 148982.
  82. ^ Ko so bili prvič odkriti kozmološki rdeči premiki, je Fritz Zwicky predlagal učinek, znan kot utrujena svetloba. Čeprav se običajno upošteva zaradi zgodovinskih interesov, ga včasih, skupaj z lastnimi predlogi za rdeči premik, uporabljajo nestandardne kozmologije. Leta 1981 je H. J. Reboul povzel številne alternativne mehanizme rdečega premika, o katerih se v literaturi govori že od tridesetih let prejšnjega stoletja. Leta 2001 je Geoffrey Burbidge v pregledu poudaril, da je širša astronomska skupnost tovrstne razprave marginalizirala že od šestdesetih let. Burbidge in Halton Arp sta med raziskovanjem skrivnosti narave kvazarjev poskušala razviti alternativne mehanizme rdečega premika in zelo malo njihovih kolegov znanstvenikov je priznalo, kaj šele, da so sprejeli njihovo delo. Poleg tega
  83. Goldhaber et al. (2001). "Parametrizacija časovnega raztezanja svetlobnih krivulj tipa Ia Supernova B". Astrofizični časopis. 558 (1): 359–386. arXiv: astro-ph / 0104382. Bibcode: 2001ApJ. 558..359G. doi: 10.1086 / 322460. S2CID17237531. poudaril, da alternativne teorije ne morejo upoštevati časovnega raztezanja, opaženega pri supernovah tipa Ia
  84. ^ Za pregled predmeta fotometrije razmislite o Buddingu, E., Uvod v astronomsko fotometrijo, Cambridge University Press (24. september 1993), 0-521-41867-4
  85. ^ Tehniko je prvi opisal Baum, W. A.: 1962, v G. C. McVittie (ur.), Problemi zunaj-galaktičnih raziskav, str. 390, Simpozij IAU št. 15
  86. ^ Bolzonella, M. Miralles, J.-M. Pelló, R., Fotometrični rdeči premiki na podlagi standardnih postopkov vgradnje SED, Astronomija in astrofizika, 363, str.476–492 (2000).
  87. ^ Pedagoški pregled K-korekcije Davida Hogga in drugih članov sodelovanja SDSS najdete na astro-ph.
  88. ^ Exoplanet Tracker je najnovejši opazovalni projekt, ki uporablja to tehniko in je sposoben slediti spremembam rdečega premika v več objektih hkrati, kot poročajo v
  89. Ge, Jian Van Eyken, Julian Mahadevan, Suvrath Dewitt, Curtis et al. (2006). "Prvi ekstrasolarni planet, odkrit z visoko generiranim dopplerskim instrumentom nove generacije". Astrofizični časopis. 648 (1): 683–695. arXiv: astro-ph / 0605247. Bibcode: 2006ApJ. 648..683G. doi: 10.1086 / 505699. S2CID13879217.
  90. ^
  91. Libbrecht, Keng (1988). "Sončna in zvezdna seizmologija" (PDF). Ocene vesoljske znanosti. 47 (3–4): 275–301. Biboda: 1988SSRv. 47..275L. doi: 10.1007 / BF00243557. S2CID120897051.
  92. ^ Leta 1871 je Hermann Carl Vogel izmeril hitrost rotacije Venere. Vesto Slipher je delal na takšnih meritvah, ko je pozornost usmeril na spiralne meglice.
  93. ^ Zgodnji pregled Oorta, J. H. na to temo:
  94. Oort, J. H. (1970). "Nastanek galaksij in izvor visokohitrostnega vodika". Astronomija in astrofizika. 7: 381. Bibcode: 1970A & ampA. 7..381O.
  95. ^
  96. Asaoka, Ikuko (1989). "Rentgenski spektri v neskončnosti iz relativističnega akrecijskega diska okoli Kerrove črne luknje". Publikacije Japonskega astronomskega društva. 41 (4): 763–778. Biboda: 1989PASJ. 41..763A.
  97. ^ Rybicki, G. B. in A. R. Lightman, Radiativni procesi v astrofiziki, John Wiley & amp Sons, 1979, str. 288 0-471-82759-2
  98. ^
  99. "Kozmični detektivi". Evropska vesoljska agencija (ESA). 2013-04-02. Pridobljeno 25. 4. 2013.
  100. ^ Natančno merjenje kozmičnega mikrovalovnega ozadja smo dosegli s poskusom COBE. V tem prispevku so poročali o končni objavljeni temperaturi 2,73 K: Fixsen, DJ Cheng, ES Cottingham, DA Eplee, RE, Jr. Isaacman, RB Mather, JC Meyer, SS Noerdlinger, PD Shafer, RA Weiss, R. Wright, EL Bennett, CL Boggess, NW Kelsall, T. Moseley, SH Silverberg, RF Smoot, GF Wilkinson, DT (1994). "Kozmični mikrovalovni spekter dipola v ozadju, izmerjen z instrumentom COBE FIRAS", Astrofizični časopis, 420, 445. Najbolj natančno merjenje leta 2006 je bil dosežen z eksperimentom WMAP.
  101. ^ ab Peebles (1993).
  102. ^
  103. Binney, James Scott Treimane (1994). Galaktična dinamika. Princeton University Press. ISBN978-0-691-08445-9.
  104. ^
  105. Oesch, P. A. Brammer, G. van Dokkum, P. et al. (1. marec 2016). "Izjemno svetlobna galaksija pri z = 11,1, merjena s Hubblovsko spektroskopijo vesoljskega teleskopa". Astrofizični časopis. 819 (2): 129. arXiv: 1603.00461. Bibcode: 2016ApJ. 819..129O. doi: 10.3847 / 0004-637X / 819/2/129. S2CID119262750.
  106. ^
  107. M. Lehnert Nesvadba, NP Cuby, JG Swinbank, AM et al. (2010). "Spektroskopska potrditev galaksije pri rdečem premiku z = 8,6". Narava. 467 (7318): 940–942. arXiv: 1010.4312. Biboda: 2010Natur.467..940L. doi: 10.1038 / nature09462. PMID20962840. S2CID4414781.
  108. ^
  109. Watson, Darach Christensen, Lise Knudsen, Kirsten Kraiberg Richard, Johan Gallazzi, Anna Michałowski, Michał Jerzy (2015). "Prašna, normalna galaksija v dobi reionizacije". Narava. 519 (7543): 327–330. arXiv: 1503.00002. Biboda: 2015Natur.519..327W. doi: 10.1038 / nature14164. PMID25731171. S2CID2514879.
  110. ^
  111. Bradley, L. et al. (2008). "Odkritje zelo svetlega močno lečenega kandidata za galaksijo na z

Članki Uredi

  • Odenwald, S. in amp Fienberg, RT. 1993 "Ponovno upoštevani Galaxy Redshifts" v Sky & amp teleskop Februar 2003 pp31–35 (Ta članek je koristen za nadaljnje branje pri razlikovanju med tremi vrstami rdečega premika in njihovimi vzroki.)
  • Lineweaver, Charles H. in Tamara M. Davis, "Napačne predstave o velikem poku", Znanstveni ameriški, Marec 2005. (Ta članek je koristen za razlago kozmološkega mehanizma rdečega premika in za razjasnitev napačnih predstav glede fizike širjenja vesolja.)

Urejanje knjig

  • Nussbaumer, Harry Lydia Bieri (2009). Odkrivanje širjenja vesolja. Cambridge University Press. ISBN978-0-521-51484-2.
  • Binney, James Michael Merrifeld (1998). Galaktična astronomija. Princeton University Press. ISBN978-0-691-02565-0.
  • Carroll, Bradley W. in amp Dale A. Ostlie (1996). Uvod v sodobno astrofiziko. Addison-Wesley Publishing Company, Inc. ISBN978-0-201-54730-6.
  • Feynman, Richard Leighton, Robert Sands, Matthew (1989). Feynmanova predavanja iz fizike. Zv. 1.. Addison-Wesley. ISBN978-0-201-51003-4.
  • Grøn, Øyvind Hervik, Sigbjørn (2007). Einsteinova splošna teorija relativnosti. New York: Springer. ISBN978-0-387-69199-2.
  • Kutner, Marc (2003). Astronomija: fizična perspektiva . Cambridge University Press. ISBN978-0-521-52927-3.
  • Misner, Charles Thorne, Kip S. Wheeler, John Archibald (1973). Gravitacija. San Francisco: W. H. Freeman. ISBN978-0-7167-0344-0.
  • Peebles, P. J. E. (1993). Načela fizikalne kozmologije. Princeton University Press. ISBN978-0-691-01933-8.
  • Taylor, Edwin F. Wheeler, John Archibald (1992). Vesoljsko-fizikalna fizika: Uvod v posebno relativnost (2. izd.). W.H. Freeman. ISBN978-0-7167-2327-1.
  • Weinberg, Steven (1971). Gravitacija in kozmologija. John Wiley. ISBN978-0-471-92567-5.
  • Glej tudi učbenike fizikalne kozmologije za uporabo kozmoloških in gravitacijskih rdečih premikov.

80 ms 6,8% Scribunto_LuaSandboxCallback :: getExpandedArgument 80 ms 6,8% rekurzivni Klon 60 ms 5,1% Scribunto_LuaSandboxCallback :: getAllExpandedArguments 60 ms 5,1% Scribunto_LuaSandboxCallback :: setTTL 40 ms 3,4% LC_Stack% S ms 23,7% Število naloženih entitet Wikibase: 1/400 ->


Manjkajoči izrazi pri Weinbergovi obravnavi motenj v Newtonovi kozmologiji - astronomija

Povzetek

Newtonova kozmologija tako za model ozadja sveta kot za njegove linearne motnje sovpada z mejami ničelnega tlaka relativistične kozmologije. Vendar takšni uspehi v newtonski kozmologiji ne temeljijo zgolj na Newtonovi gravitaciji, temveč jih vodijo prej znani rezultati v Einsteinovi teoriji. Narava delovanja Newton-ove gravitacije na daljavo zahteva nadaljnjo potrditev Einsteinove teorije za njeno uporabo v obsežnih nelinearnih režimih. Področje veljavnosti Newtonove kozmologije preučujemo z raziskovanjem šibko nelinearnih režimov v relativistični kozmologiji ob predpostavki ničelnega tlaka in irotacijske tekočine. Pokažemo, da najprej, če zanemarimo sklopitev z gravitacijskimi valovi, Newtonova kozmologija natančno velja tudi za drugi red v motenjih. Drugič, čisti relativistični popravljalni izrazi se začnejo pojavljati iz tretjega reda. Tretjič, popravljalni pogoji so neodvisni od lestvice obzorja in so v obsegu blizu obzorja precej majhni. Ti zaključki temeljijo na naši posebni (in pravilni) izbiri spremenljivk in merilnih pogojev. V komplementarni situaciji, ko je sistem šibko relativističen, a popolnoma nelinearen (torej daleč znotraj obzorja), lahko uporabimo post-newtonovski približek. Pokažemo tudi, da so post-newtonovski učinki v obsežnih strukturah precej majhni. Posledično se lahko pri analiziranju razvoja nelinearnih struktur velikega obsega tudi blizu obsega obzorja zanašamo na Newtonovo gravitacijo

Če želite oddati zahtevo za posodobitev ali odstranitev tega prispevka, oddajte zahtevo za posodobitev / popravek / odstranitev.

Predlagani članki

Uporabne povezave

Pišite o CORE?

Odkrijte naše raziskovalne rezultate in navedite naše delo.

CORE je neprofitna storitev Open University in Jisc.


Merilna transformacija v kozmoloških motnjah

Za dani koordinatni sistem v vesolju-času v ozadju obstaja veliko možnih koordinatnih sistemov v vznemirjenem vesolju-času, ki so vsi blizu drug drugega, ki bi jih lahko uporabili. Kot je prikazano na sliki 2, koordinatni sistem ## < hat x ^ α> ## poveže točko ## bar P ## v ozadju z ## hat P ##, medtem ko ## < tilde x ^ α > ## poveže isto točko ozadja ## bar P ## z drugo točko ## tilde P ##.

1) Tukaj razumem, da koordinati ## < hat x ^ α> ## in ## < tilde x ^ α> ## dajejo isto točko v ozadju z različno vrednostjo koordinate, kaj pa enačba (4.2 ) (## tilda x ^ α ( tilda P) = klobuk x ^ α ( klobuk P) = bar x ^ α ( bar P) ##) pomeni? Ali to pomeni, da gre za zlorabo zapisov, da je ## bar x ^ α ( bar P) ## & quotTHE & quot point?

Koordinatna transformacija poveže koordinate iste točke v motenem vesolju-času

## tilda x ^ α ( tilda P) = klobuk x ^ α ( tilda P) + ξ ^ α ##
## tilda x ^ α ( klobuk P) = klobuk x ^ α ( klobuk P) + ξ ^ α ##

2) Kaj misli s tem? Na podlagi mojega iskanja obstaja ena izjava, ki pravi:
Transformacija profila se razlikuje od splošne transformacije koordinat ## Q (x) ## → ## tilde Q (x) ##. Pri merilni transformaciji se ## tilde Q ## in ## Q ## izračunata pri isti koordinatni vrednosti, ki ustreza dvema različnima prostorsko-časovnima točkama, medtem ko pri splošni koordinatni transformaciji obe V in x se preoblikujejo tako, da imamo opravka z vrednostmi količine na enako prostorsko-časovna točka, opazovana v obeh sistemih

Na podlagi mojega razumevanja pri preoblikovanju merilnika uporabljamo ## tilde x ^ α ## in ## hat x ^ α ## za ovrednotenje iste točke v perturbativnem vesolju-času, v & quotbackground spacetime & quot daje različne točke prostora-časa? Za splošno transformacijo koordinat, če pretvorimo ## Q → tilde Q ##, vendar ocenimo na isti točki ## x ##, se lokacija točke & quotTRUE & quot ne spremeni, temveč samo perspektiva koordinatnega sistema / opazovalca, tako kot v pasivni rotacije. Če pa spremenimo tudi ## x → tilde x ##, potem ne spremenimo samo perspektive, temveč tudi položaj & quotTRUE & quot točke, toda v koordinatnem okviru obeh opazovalcev vidimo, da ima točka enak položaj glede na njihov koordinatni okvir , je to pravilno? Zdi se, da nasprotuje zgornji izjavi, da & quotimamo opravka z vrednostmi količine v isti prostorsko-časovni točki, ki jo opazimo v obeh sistemih& quot


Manjkajoči izrazi pri Weinbergovi obravnavi motenj v Newtonovi kozmologiji - astronomija

Post-newtonska nebesna dinamika je relativistična teorija gibanja masivnih teles in testnih delcev pod vplivom sorazmerno šibkih gravitacijskih sil. Standardni pristop za razvoj te teorije se opira na ključni koncept izoliranega astronomskega sistema, dopolnjen s predpostavko, da je ozadje vesolje-čas ravno. Standardna post-newtonovska teorija gibanja je bila ključna pri razlagi obstoječih eksperimentalnih podatkov o binarnih pulzarjih, satelitskem in luninem laserskem območju ter pri gradnji natančnih efemeridov planetov v Osončju. Nedavne študije oblikovanja obsežnih struktur v našem vesolju kažejo, da standardna post-newtonova mehanika ne opisuje bolj subtilnih dinamičnih učinkov na gibanje teles, ki obsegajo astronomske sisteme večje velikosti - galaksije in kopice galaksij - kjer Riemann ukrivljenost razširjenega vesolja Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker sodeluje z lokalnim gravitacijskim poljem astronomskega sistema in ga kot takega ni mogoče prezreti. Prispevek opisuje teoretična načela post-newtonske mehanike v vesolju, ki se širi. Temelji na teoriji invariantne teorije lagrangijevih motenj kozmološkega mnogovrstja, ki jih povzroča izoliran astronomski sistem N-telesa (Osončje, binarna zvezda, galaksija in kopica galaksij). Predpostavljamo, da geometrijske lastnosti mnogostranskega ozadja opisuje homogena in izotropna Friedmann-Lemaître-Robertson-Walkerjeva metrika, ki jo urejata dve primarni komponenti - temna snov in temna energija. Temna snov se obravnava kot idealna tekočina, pri čemer se Lagrangian vzame v obliki tlaka, skupaj s skalarnim Clebschovim potencialom kot dinamično spremenljivko. Temna energija je povezana z enim skalarnim poljem z potencialom, ki je nedoločen, dokler teorija to dopušča. Tako Lagrangians temne snovi kot skalarno polje sta oblikovana glede na spremenljivke polja, ki igrajo vlogo posplošenih koordinat v lagrangijevem formalizmu. Omogoča nam izvajanje zmogljivih metod variacijskega računa za izpeljavo meritev-invariantnih enačb polja post-newtonske nebesne mehanike izoliranega astronomskega sistema v naraščajočem vesolju. Te enačbe posplošujejo enačbe polja post-newtonove teorije v asimptotično ravnem vesolju-času tako, da izrecno in samostojno upoštevajo kozmološke učinke, ne da bi prevzeli načelo linijske superpozicije polj ali vakuolskega modela izoliranega sistema, itd. Enačbe polja za dinamične spremenljivke snovi in ​​motnje gravitacijskega polja so povezane v najbolj splošnem primeru poljubne enačbe materialnega stanja vesolja v ozadju. Predstavljamo nov kozmološki profil, ki posplošuje de Donderjev (harmonični) profil post-newtonove teorije v asimptotično ravnem vesolju-času. Ta merilnik bistveno poenostavi enačbe gravitacijskega polja in omogoča iskanje približkov, kjer je mogoče enačbe polja v celoti ločiti in analitično rešiti. Preučena je preostala merilna svoboda in transformacije preostalega profila so oblikovane v obliki valovnih enačb za merilne funkcije. Prikazali smo, kako kozmološki učinki vplivajo na lokalni sistem in vplivajo na lokalno porazdelitev snovi izoliranega sistema in njegovo orbitalno dinamiko. Na koncu smo izdelali natančno matematično definicijo Newtonove meje za izoliran sistem, ki se nahaja na kozmološkem razdelilniku. Rezultati tega prispevka so lahko koristni v Osončju za izračun natančnejših efemeridov teles Sončevega sistema v izjemno dolgih časovnih intervalih, v galaktični astronomiji za preučevanje dinamike kopic galaksij in v astronomiji gravitacijskih valov za razpravo o vplivu kozmologije o ustvarjanju in širjenju gravitacijskih valov, ki jih oddajajo združujoče se binarne datoteke in / ali združevanje galaktičnih jeder

© 2013 American Physical Society

Avtorji in zveze z amp

  • Oddelek za fiziko in astronomijo, Univerza v Missourì-Columbiji, 322 Physics Building, Columbia, Missouri 65211, ZDA
  • Astronomski inštitut Sternberg, Moskva Državna univerza M. V. Lomonosov, Universitetskii Prospect 13, Moskva 119992, Rusija

Besedilo članka (potrebna naročnina)

Reference (potrebna naročnina)

Težava
Možnosti dostopa

COVID-19 je vplival na številne institucije in organizacije po vsem svetu in motil napredek raziskav. V tem težkem času so APS in Fizični pregled Uredništvo je popolnoma opremljeno in si aktivno prizadeva za podporo raziskovalcem, saj še naprej izvaja vse funkcije uredništva in medsebojnih pregledov ter objavlja raziskave v revijah ter zmanjšuje ovire pri dostopu do revij.

Zahvaljujemo se vam za nadaljnji trud in zavzetost pri napredovanju znanosti in nam omogočite objavljanje najboljših fizikalnih revij na svetu. In upamo, da boste vi in ​​vaši najbližji ostali varni in zdravi.

Številni raziskovalci se zdaj znajdejo daleč od svojih ustanov in imajo zato težave z dostopom do revij Physical Review. Da bi to rešili, izboljšujemo dostop prek več različnih mehanizmov. Glejte Dostop zunaj kampusa do Fizični pregled za nadaljnja navodila.


Kozmološke motnje gostote od prevlade snovi do rekombinacije v Newtonovem in MONDian-ovem gravitacijskem scenariju

Raziskane so bile motnje kozmološke gostote, ki jih urejajo scenariji Newtonove in MONDian-ove sile za obdobje od prevlade snovi do rekombinacije. Posebej najdemo rešitve za enačbe gostotnega kontrasta, dobljene za oba primera glede na homogeno prostorsko ravno ozadje Friedman-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) z uporabo Liejevega pristopa simetrije. Za preučevanje razvoja kontrasta gostote so bile na voljo tudi numerične rešitve enačb gostotnega kontrasta za oba primera. Za Newtonov primer najdemo omejujočo maso, ki narekuje, ali je rast gostotnega kontrasta mogoča ali ne. Zanimivo je, da v Newtonovem primeru fizična rast kontrasta gostote ni mogoča, ker je masa obzorja manjša od mejne mase. Po drugi strani pa je rast gostotnega kontrasta možna glede na začetno stanje in nihajočo maso območja, v katerem prevladuje MOND, kljub sevalnemu tlaku, ki vodi v prihodnje oblikovanje strukture.


Poglej si posnetek: Seštevanje vzporednih sil (December 2022).