Відстані в космології

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

У фізичній космології вимірювання відстаней дає змогу ввести натуральне поняття про відстань між двома об'єктами або подіями у Всесвіті. Часто ці "вимірювання" просто пов'язують спостережувану величину (таку як світність віддаленого квазара, чи червоне зміщення віддаленої галактики, чи кутовий розмір акустичних піків реліктового випромінювання) з іншою величиною, що не може бути виміряна безпосередньо, але є більш зручною для обчислень (наприклад, супутні координати квазара, галактики і т.д.). Всі визначення відстані, наведені нижче, на малих червоних зміщеннях зводяться до звичайної евклідової відстані.

Всі ці відстані обчислені в рамках загальної теорії відності, а точніше - в космологічному розв'язку однорідного ізотропного Всесвіту - метрики Фрідмана-Леметра-Робертсона-Вокера.

Огляд[ред.ред. код]

Є кілька різних означень «відстані» в космології, вони всі збігаються на малих червоних зміщеннях. Вирази для цих відстаней є найбільш зручними, якщо вони записані як функції червоного зміщення, оскільки воно є завжди спостережним. Ці функції легко переписати як залежність від масштабного фактору, оскільки , або ж від космічного чи конформного часу після нескладної заміни змінної.

Ввівши безрозмірний параметр Хаббла:

і відстань (радіус) Хаббла , зробимо відношення між різними відстаннями більш очевидними. Тут і є параметрами густини матерії (темної+видимої) та темної енергії відповідно, а відповідає вкладу кривини; це параметр Хаббла сьогодні, а  — швидкість світла. Наступні виміри відстаней від спостерігача до об'єкту на червоному зміщенні взовж лінії зору часто використовуються в космології:[1]

Супутня відстань (comoving distance):

Поперечна супутня відстань (transverse comoving distance):

Відстань по кутовому діаметру (angular diameter distance):

Світимісна відстань (luminosity distance) :

Світлова відстань (light-travel distance):

Зверніть увагу, the поперечна супутня відстань переходить в супутню відстань при ліміті , тобто в плоскому Всесвіті, ці величини тотожні.

Порівняння космологічних вимірів відстані для червоних зміщень від нуля до 0.5. Космологія фону - параметр Хаббла = 72 km/s/Mpc, =0.732, = 0.266, =0.266/3454, і рівний різниці 1 і решти параметрів.
Таке ж саме порівняння з такими ж параметрами на більших червоних зміщеннях (z=10 000 відповідає епосі рівних параметрів густини матерії і випромінювання, )

Деталі[ред.ред. код]

Супутня відстань[ред.ред. код]

Супутня відстань між фундаментальними спостерігачами, тобто спостерігачами, що рухаються разом з потоком Хаббла, не змінюється з часом, тому що вона відображає розширення Всесвіту. Отримується інтегруванням власних відстаней сусідніх фундаментальних спостерігачів уздовж лінії зору, де власна відстань є те, що дали б вимірювання при постійному космічному часі.

Супутня повздовжня відстань[ред.ред. код]

Два супутні об'єкти на відстані червого зміщення по лінії зору обоє і розділені кутовою відстанню на небі знаходяться між собою на відстані де визначена відповідним чином, як вказано вище. Виявляється що супутня повздовжня відстань є тотожнюю з відстанню власного руху (proper motion distance, звідки індекс позначення - m), яка є означена як відношення власне відстані повздовжньої (відстань за одиницю часу) до спостережуваної на небі (радіанів за одиницю часу).

Відстань кутового діаметру[ред.ред. код]

Об'єкт розміру на відстані червоного зміщення що має кутовий розмір буде мати відстань кутового діаметру . Це часто використовується для спостереження так званих стандартних лінійок, наприклад, в контексті спостережень баріонних акустичних осциляцій.

Світимісна відстань[ред.ред. код]

Якщо справжня світимість віддаленого об'єкту відома, ми можемо обчислити його світимісну відстань вимірюючи потік і визначаючи , що буде еквівалентом для виразу, вказано вище для . Ця величина є важливою для вимірювань стандартних свічок як, наприклад, наднові типу Ia, з допомогою яких вперше відкрили прискорене розширення Всесвіту.

Світлова відстань[ред.ред. код]

Ця відстань це просто час, за яки світло дойшло від об'єкту до спостерігача, помножений на швидкість світла. Наприклад, радіус видимого всесвіту в такому вимірі відстаней це просто вік Всесвіту помножений на швидкість світла, себто приблизно 13.7 млрд. світлових років.

Див. також[ред.ред. код]

Примітки і джерела[ред.ред. код]

  1. David W. Hogg (2000). «Distance measures in cosmology». arXiv:astro-ph/9905116v4. 
  • P. J. E. Peebles, Principles of Physical Cosmology. Princeton University Press (1993)
  • Scott Dodelson, Modern Cosmology. Academic Press (2003).