ดาราศาสตร์

จะคำนวณว่ากาแลคซีเคลื่อนที่จากพิกัดที่ redshift 0 เป็น redshift 1 ได้อย่างไร

จะคำนวณว่ากาแลคซีเคลื่อนที่จากพิกัดที่ redshift 0 เป็น redshift 1 ได้อย่างไร


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.

ฉันมีสแนปชอตการจำลองสองภาพในมือของฉันที่เรดชิฟต์ 0 และ 1 ฉันรู้พิกัด x, y, z ของดาราจักรในกาแล็กซีทั้งสีแดงที่ 0 และ 1 อย่างไรก็ตาม ฉันไม่มีทางระบุกาแลคซีแห่งเดียวในกาแล็กซีสีแดงทั้งสอง นั่นคือ ไม่มีตัวติดตาม/ตัวติดตามสำหรับกาแลคซี่ที่จะติดตามตำแหน่งของกาแลคซีจากเรดชิฟต์ 1 ถึง 0

ตอนนี้ฉันมีแค็ตตาล็อกรัศมีสำหรับทั้ง $z =0$ และ $z=1$ และฉันสนใจที่จะติดตามกาแลคซีบางแห่งจาก z=0 ถึง 1 ฉันรู้ว่ากาแลคซี x,y,z ที่แน่นอนที่ $z =0$ . แผนเริ่มต้นของฉันคือการสร้างการค้นหาด้วย $sqrt{x^2+y^2+z^2}le r$ ใน kpc ดังนั้นกาแลคซีใดๆ ที่เรดชิฟท์ 1 ที่มีพิกัดน้อยกว่า r อาจเป็นตัวเลือกที่เป็นไปได้

คำถามของฉันคือ มีการเดาที่เข้าใจได้หรือเปล่าว่าค่าที่เป็นไปได้ของ r จะอยู่ใน kpc หรือไม่ กล่าวอีกนัยหนึ่ง ฉันสนใจที่จะทราบด้วยการลดพารามิเตอร์ฮับเบิล $h = 0.7$ กาแล็กซีอาจเคลื่อนที่จาก $z = 1$ เป็น $z =0$ ได้ไกลแค่ไหน


ดาราจักรไม่ "เคลื่อนที่" (เว้นแต่คุณจะให้ความเร็วพิเศษแก่พวกมัน); ช่องว่างขยายออก ดังนั้นความหมายของ $x,y,z$ จะเปลี่ยนไป

พารามิเตอร์ฮับเบิลถูกกำหนดอย่างง่าย ๆ เป็นอัตราการเปลี่ยนแปลงของพารามิเตอร์มาตราส่วนหารด้วยพารามิเตอร์มาตราส่วน $dot{a}/a$ แต่ $z$ ก็เกี่ยวข้องกับพารามิเตอร์ฮับเบิลเช่นกัน ดังนั้นหากยุคของคุณถูกกำหนดโดย $z$ ค่าของพารามิเตอร์ฮับเบิลในช่วงเวลาใดยุคหนึ่งก็ไม่สำคัญ

ฉันถือว่าคุณมีระบบพิกัดโดยอาศัยกาแล็กซี่ของเราอยู่ที่ "จุดกำเนิด" ในกรณีนี้ ตำแหน่ง "เริ่มต้น" ของดาราจักร (ที่ $z=1$) จะสัมพันธ์กับตำแหน่ง "ปัจจุบัน" ที่ $z=0$

Redshift และตัวคูณมาตราส่วนสัมพันธ์กันโดย $ a = (1+z)^{-1}$ ดังนั้น ลองยกตัวอย่างดาราจักรของคุณที่ $x_0, y_0, z_0$ ที่ $z=0$ จากนั้นที่ $z=1$ ดาราจักรทั้งหมดอยู่ใกล้กันมากขึ้นด้วยปัจจัยสอง และ (ไม่สนใจความเร็วแปลก ๆ ใดๆ) $x_1 = x_0/2$, $y_1 = y_0/2$ และ $z_1 = z_0/2$

ฉันไม่รู้ว่าคุณหมายถึงอะไรโดย "แค็ตตาล็อกรัศมี" ความสัมพันธ์ที่เรียบง่ายข้างต้นจะแตกออกเป็นเกล็ดที่เล็กกว่าสิบ Mpc อย่างสิ้นเชิง เนื่องจากกาแล็กซีได้รับอิทธิพลจากศักยภาพความโน้มถ่วงในท้องถิ่นของพวกมัน ความสัมพันธ์ระหว่างการแยกดาราจักรกับเวลานั้นไม่เกี่ยวอะไรกับจักรวาลวิทยาและเกี่ยวข้องกับพลวัตของกลุ่มและกระจุกดาวท้องถิ่นมากกว่า และไม่สามารถให้คำตอบทั่วไปได้ นอกจากการชี้ให้เห็นว่า $z=1$ สอดคล้องกับมากกว่า อายุครึ่งหนึ่งของจักรวาล - พยายามทำนายตำแหน่งของกาแลคซีภายในกระจุกหรือกลุ่มตามภาพรวมเมื่อ 7 พันล้านปีก่อนเป็นไปไม่ได้!


สูตรคำนวณความเร็วของดาราจักรที่กำลังถอยกลับ

ฉันกำลังพยายามอธิบายว่าทำไมจึงไม่สามารถตีความแผนภาพระยะเรดชิฟต์ของฮับเบิลได้ว่าเป็นหลักฐานของการระเบิดครั้งใหญ่ที่เกิดขึ้นเมื่อนานมาแล้วในเอกภพที่นิ่ง ส่งผลให้ดาราจักรทั้งหมดเคลื่อนตัวออกห่างจากเรา

ในการทำเช่นนี้ ฉันต้องการจะบอกว่าในการระเบิด กาแลคซีจะเคลื่อนออกจากเราในอัตราที่แปรผกผันกับมวล ซึ่งไม่เหมือนกับแผนภาพระยะทางเรดชิฟต์ของฮับเบิลที่แสดงให้เห็นว่าความเร็วเพิ่มขึ้นตามระยะทางและไม่ขึ้นกับมวล

ไม่มีใครรู้ว่าคำกล่าวนี้หมายถึงสูตรใด? ฉันอ่านเกี่ยวกับเรื่องนี้ทางออนไลน์ แต่ไม่สามารถจับคู่สูตรกับทฤษฎีได้


ปัญหาในการตีความแผนภาพระยะทาง-เรดชิฟต์

ฉันกำลังดูกราฟต่อไปนี้ซึ่งแสดงความสัมพันธ์ระหว่าง redshift กับระยะทางสำหรับการขยายตัวของจักรวาลที่คงที่ เร่งขึ้นและช้าลง

เมื่อดูเส้นขยายแบบเร่งความเร็ว (สีแดง) ฉันพยายามให้เหตุผลว่าทำไมมันถึงแสดงเส้นที่เบี่ยงเบนขึ้นจากส่วนที่เป็นสัดส่วน ฉันให้เหตุผลว่าเป็นเช่นนั้นเพราะว่าในขณะที่ดาราจักรอยู่ห่างออกไป เราจะได้รับแสงที่เก่ากว่า ในเวลาที่ดาราจักรลดถอยลงด้วยความเร็วการถดถอยที่ช้ากว่าที่เป็นอยู่ตอนนี้ ดังนั้น เราจึงได้รับการเปลี่ยนสีแดงตามความเร็วที่เก่ากว่า (ช้ากว่า) ซึ่งหมายความว่าการเปลี่ยนสีแดงจะไม่เปลี่ยนแปลงมากเกินไปตามที่คาดไว้ด้วยการเพิ่มระยะทางคงที่ ทำให้เส้นขึ้นด้านบน

อย่างไรก็ตาม แม้ว่าการให้เหตุผลนี้จะให้บรรทัดฐานที่คาดหวังแก่ฉัน แต่เมื่อทบทวนเหตุผลนี้ ฉันสังเกตเห็นว่านี่คือการเปลี่ยนแปลงดอปเปลอร์ธรรมดาซึ่งไม่เหมือนกับการเปลี่ยนแปลงทางจักรวาลวิทยา ปัญหาคือเมื่อฉันให้เหตุผลตาม Cosmological Redshift ข้อสรุปของฉันมีแนวโน้มที่จะชนกับกราฟด้านบน

เหตุผลของฉันในกรณีของการเปลี่ยนแปลงทางจักรวาลวิทยามีดังนี้ นอกจากการเปลี่ยนทิศทางแดงที่อิงตามความเร็วของภาวะถดถอย ในระหว่างการเดินทางของแสงที่เปล่งออกมาสู่เรา การเลื่อนแดงของมันจะปรับให้เข้ากับการเปลี่ยนแปลงของอัตราการขยายตัวที่เกิดขึ้นระหว่างการเดินทางนั้นด้วย ดังนั้น redshift ที่เราได้รับนั้นแสดงถึงผลลัพธ์สุทธิของความเร็วถดถอย ณ เวลาที่แสงถูกปล่อยออกมา + การเปลี่ยนแปลงของอัตราการขยายจนกระทั่งเราได้รับแสงนั้น

ดังนั้นการเปลี่ยนสีแดงของแสงที่ปล่อยออกมาจากกาแลคซีใกล้เคียงจะขึ้นอยู่กับการเปลี่ยนแปลงเล็กน้อยในการเร่งการขยายตัวจนกว่าเราจะได้รับ ในทางตรงกันข้าม แสงที่เปลี่ยนสีแดงของดาราจักรที่อยู่ไกลออกไป ซึ่งเปล่งออกมาเมื่อนานมาแล้ว ขึ้นอยู่กับการเปลี่ยนแปลงครั้งใหญ่ของอัตราการขยายตัวแบบเร่ง เนื่องจากมันอยู่ภายใต้แสงนานกว่าระหว่างการเดินทางมาหาเรา
ดังนั้น ฉันจึงสรุปได้ว่าแสงของดาราจักรที่อยู่ไกลสุด ๆ จะเปลี่ยนเป็นสีแดงมากกว่าแสงของดาราจักรใกล้เคียง และนี่จะทำให้ฉันต้องให้เหตุผลว่าเส้นกราฟสำหรับอัตราการขยายแบบเร่งจะต้องเบี่ยงเบนลงจากเส้นสัดส่วนเนื่องจากการเพิ่มระยะทางคงที่จะทำให้เรดชิฟต์มีขนาดใหญ่ขึ้น

เหตุผลนี้ไม่ตรงกับเส้นกราฟเร่งเนื่องจากเบี่ยงเบนขึ้นแทน คำอธิบายเดียวที่ฉันคิดได้สำหรับเรื่องนี้ก็คือเพราะ Cosmological Redshift เป็นการรวมกันของ redshift ตามความเร็วการถดถอย + การเปลี่ยนแปลงของอัตราการขยายตัว ในลักษณะที่การเปลี่ยนแปลงของอัตราการขยายตัวไม่เพียงพอที่จะชดเชยความเร็วถดถอยที่ค่อนข้างต่ำ ย้อนไปสมัยที่แสงส่องลงมา อย่างไรก็ตาม คำอธิบายนี้จะทำให้อัตราการขยายที่ชะลอตัวแสดงเส้นเบี่ยงเบนที่สูงขึ้นกว่าเดิม


กาแล็กซีส่วนใหญ่ล่องลอยออกไปพร้อมกับการขยายตัวของเอกภพ แต่ M90 เข้าใกล้มากขึ้น

ในจักรวาลที่ขยายตัวขึ้นเรื่อยๆ แสงสว่างจากกาแลคซีไกลโพ้นใช้เวลานานกว่าจะไปถึงเรา และอาจสักวันหนึ่งอาจหลุดพ้นจากความสามารถในการมองเห็นทั้งหมด ท้ายที่สุด เมื่อเรามองลึกเข้าไปในอวกาศซึ่งอยู่ห่างออกไปหลายล้านปีแสง เรากำลังมองเห็นอดีตอันไกลโพ้น สิ่งที่เราสังเกตเห็นในวันนี้อาจเกินความสามารถของเราที่จะเห็นหรือไม่มีอยู่อีกต่อไป นั่นเป็นเหตุผลว่าทำไมจึงน่าสนใจเป็นพิเศษเมื่อนักวิทยาศาสตร์ค้นพบบางส่วนของจักรวาลอันไกลโพ้นของเราที่ดูเหมือนจะเคลื่อนไหว ใกล้ชิด ล่วงเวลา. นั่นคือสิ่งที่นักดาราศาสตร์ที่จับภาพล่าสุดของดาราจักรชนิดก้นหอย Messier 90 (ภาพด้านบน) ค้นพบจากการสังเกตของพวกมัน

ตัวแทนของฮับเบิลได้ออกแถลงการณ์ตามที่รายงานโดย LiveScience ซึ่งอธิบายวิธีที่นักดาราศาสตร์วัดแสงเพื่อคำนวณการเคลื่อนที่ของดาราจักรทั้งมวลซึ่งอยู่ห่างจากเราประมาณ 60 ล้านปีแสง:

กาแล็กซีกำลังบีบอัดความยาวคลื่นของแสงเมื่อมันเคลื่อนเข้าหาเรา เหมือนกับการสลิงที่บีบอัดเมื่อคุณกดปลายข้างหนึ่ง ในสเปกตรัมแสงที่มองเห็น ความยาวคลื่นที่สั้นกว่าจะปรากฏเป็นสีน้ำเงิน เนื่องจากแสงถูกบีบอัดจากมุมมองของเรา Messier 90 จึงแสดงปรากฏการณ์ที่เรียกว่า 'blueshift' ซึ่งบ่งชี้ให้นักวิทยาศาสตร์ทราบว่า Messier 90 กำลังเคลื่อนตัวเข้ามาใกล้เรามากขึ้น

นักวิทยาศาสตร์วัดการขยายตัวของจักรวาลของเราโดยมองหาสิ่งที่ตรงกันข้าม: redshift ตามหลักการเดียวกัน การเปลี่ยนสีแดงหมายถึงการเคลื่อนตัวออกไป แม้จะมีชื่อของคำศัพท์เหล่านี้ ที่จริงแล้วไม่ได้ระบุสีของแสงแต่หมายถึงการรับรู้ของมนุษย์เกี่ยวกับสเปกตรัมแสงที่มองเห็นได้ เรารับรู้ความยาวคลื่นที่ยาวที่สุดที่มองเห็นได้ว่าเป็นสีแดง แม้ว่าไวโอเล็ตจะเป็นตัวแทนของสเปกตรัมที่สั้นที่สุด แต่บลูชิฟต์ (หรืออีกทางหนึ่งคือ เรดชิฟต์เชิงลบ) ยังคงเป็นวิธีที่เราอธิบายการบีบอัดความถี่แสงที่บ่งชี้ว่าอยู่ใกล้กันมากขึ้น

คำศัพท์เหล่านี้แสดงถึงการประมาณสีที่ดีที่สุดของเราในระยะทางที่ไกลมาก แต่ความถี่แสงเปลี่ยนไปเมื่อพวกมันโต้ตอบกับสสารต่างๆ ทั่วทั้งจักรวาล ตัวอย่างเช่น ชั้นบรรยากาศของโลกทำหน้าที่เป็นสิ่งกีดขวางทึบแสงสำหรับสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าส่วนใหญ่ ในขณะที่ยังคงโปร่งใสเกือบทั้งหมดต่อเศษเสี้ยวของสเปกตรัมที่เราเรียกว่าแสงที่มองเห็นได้ ชั้นบรรยากาศของโลกดูดซับสเปกตรัมที่มองเห็นได้จำนวนเล็กน้อยทำให้เรามีลักษณะเป็นท้องฟ้าสีฟ้าแทนที่จะเป็นสีขาว

เมื่อเราดูภาพกาแล็กซีที่อยู่ห่างไกล พวกมันมักจะดูแบน—เหมือนกับสิ่งอื่นที่เรามองจากระยะไกล—แต่สีในภาพเหมือนของ Messier 90 ให้มากกว่าความสวยงาม กล้องโทรทรรศน์ที่ทรงพลังอย่างฮับเบิลใช้ฟิลเตอร์เพื่อจับภาพโมโนโทนที่มีช่วงความถี่เฉพาะของความยาวคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าเท่านั้น ซึ่งไม่เพียงแต่ช่วยให้เข้าใจระยะห่างของแสงเท่านั้น แต่ยังช่วยให้สามารถใช้สีแทนระยะห่างนั้นในภาพที่เผยแพร่ได้อีกด้วย ไม่ใช่ทุกภาพในอวกาศที่ใช้สีเพื่อจุดประสงค์เดียวกัน แต่ในบริบท สีในภาพที่ถ่ายสามารถบอกคุณได้มากขึ้นเกี่ยวกับสิ่งที่คุณกำลังดูอยู่ ในกรณีนี้ มันเป็นเรื่องของระยะทาง

ความสามารถในการจับภาพจากระยะไกลหลายภาพในบางครั้งสามารถกำหนดข้อจำกัดอื่นๆ ได้ ซึ่งเป็นสาเหตุที่ภาพล่าสุดของ Messier 90 ดูเหมือนมีคนตัดบันไดออกไป ระบบภาพอันทรงพลังสามารถจับภาพได้มากด้วยจำนวนรายละเอียดที่ต้องการในช่วงเวลาที่กำหนดเท่านั้น บางครั้งก็ส่งผลให้บางพื้นที่ขาดหายไป

แม้จะมีความสามารถในการคำนวณการเคลื่อนที่โดยประมาณของดาราจักรที่อยู่ห่างไกล เราก็ยังคงสงสัยว่าทำไม Messier 90 จึงดูใกล้เข้ามามากขึ้นเมื่อจักรวาลส่วนใหญ่หนีจากการมองเห็นของเรา นักวิทยาศาสตร์ตั้งสมมติฐานที่เกี่ยวข้องกับองค์ประกอบของกระจุกดาวราศีกันย์ ซึ่งเป็นกลุ่มของกาแล็กซีมากกว่า 1,200 กาแล็กซี่ ซึ่งรวมถึงเมสไซเออร์ 90 มวลมหาศาลของราศีกันย์ดูเหมือนจะเร่งการเคลื่อนที่ของดาราจักรไปสู่วงโคจรที่ไม่ปกติซึ่งทำให้พวกมันเข้าใกล้และห่างไกลจากมุมมองของเราบนโลกมากขึ้น เวลา.

แน่นอน ด้วยเวลาประมาณ 60 ล้านปีแสงระหว่างทางช้างเผือกกับเมสไซเออร์ 90 เราสามารถสรุปผลเหล่านี้ได้จากกล้องโทรทรรศน์ข้อมูลภาพอย่างฮับเบิลเท่านั้นที่สามารถจับภาพได้ เรายังต้องการข้อมูลมากกว่านี้อีกมากเพื่อให้เข้าใจอย่างถ่องแท้ถึงสิ่งที่เกิดขึ้นจริงจนเกินเอื้อม แม้ว่าเราจะสามารถถ่ายภาพดาราจักรอันไกลโพ้นที่สวยงามและเรียนรู้เกี่ยวกับแสงของพวกมันได้ แต่เรามองเพียงแสงที่เล็ดลอดออกมาและเปลี่ยนแปลงไปตลอดการเดินทาง

วิวัฒนาการของกล้องโทรทรรศน์และเทคโนโลยีการถ่ายภาพอื่นๆ จะช่วยให้เราวัดค่าได้แม่นยำยิ่งขึ้นในอนาคต และเราอาจได้เรียนรู้ว่าเราได้ดูภาพที่มีความสมบูรณ์น้อยกว่าที่เราเคยคิดไว้มาก อย่างไรก็ตาม มันวิเศษมากที่ได้อยู่ในยุคที่เราสามารถเข้าถึงส่วนต่างๆ ของจักรวาลของเราที่อยู่ห่างออกไปหลายล้านปีแสงได้อย่างสม่ำเสมอ


จะคำนวณว่ากาแลคซีเคลื่อนที่จากพิกัดที่ redshift 0 เป็น redshift 1 ได้อย่างไร - ดาราศาสตร์

ดัดแปลงจากห้องปฏิบัติการจากแผนกดาราศาสตร์ของมหาวิทยาลัยวอชิงตัน (ต้นฉบับ)

สรุป
นักเรียนจะกำหนดค่าคงที่ของฮับเบิลโดยพิจารณาจากการสังเกตภาพและสเปกตรัมของดาราจักรก้นหอย 10 แห่ง จากนั้นจึงกำหนดอายุของเอกภพตามค่าคงที่ฮับเบิล

ความเป็นมาและทฤษฎี
ในยุค 1920 เอ็ดวิน พี. ฮับเบิลค้นพบความสัมพันธ์ที่ตอนนี้รู้จักกันในชื่อกฎของฮับเบิล มันระบุว่าความเร็วถดถอยของดาราจักรเป็นสัดส่วนกับระยะห่างจากเรา:

ที่ไหน วี คือความเร็วของดาราจักร (กม./วินาที) d คือระยะห่างจากดาราจักร (เป็นเมกะพาร์เซก 1 Mpc = 1 ล้านพาร์เซก 1 พาร์เซกคือประมาณ 3.26 ปีแสง ระยะทางที่แสงเดินทางใน 3.26 ปี) และ โฮo ค่าคงที่ตามสัดส่วน เรียกว่า "ค่าคงที่ฮับเบิล" กฎของฮับเบิลบอกเป็นนัยว่าดาราจักรที่เคลื่อนที่ห่างจากเราเร็วกว่าดาราจักรอื่นสองเท่านั้นอยู่ห่างออกไปสองเท่า ค่าคงที่ฮับเบิลเป็นปริมาณที่ถกเถียงกันอย่างถึงพริกถึงขิงในทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เพื่อจะได้กำหนดมูลค่าของ precise ได้อย่างแม่นยำ โฮoเราต้องกำหนดความเร็วและระยะทางไปยังกาแลคซีหลายแห่ง

ความเร็ว, วี ของกาแล็กซีวัดโดยใช้เอฟเฟกต์ดอปเปลอร์ การแผ่รังสีที่มาจากวัตถุเคลื่อนที่จะเปลี่ยนไปตามความยาวคลื่น:

โดยที่ความยาวคลื่นที่เหลือของรังสีคือปริมาณรังสีที่เปลี่ยนแปลงไป (ความยาวคลื่นที่สังเกตได้ลบความยาวคลื่นที่เหลือ)

ความยาวคลื่นมักจะวัดเป็นอังสตรอม ( ) ความเร็วแสง, ค, มีค่าคงที่ 300,000 กม./วินาที

ปริมาณทางด้านซ้ายของสมการข้างต้นมักจะเรียกว่า redshiftและเขียนแทนด้วยตัวอักษร z.

ความเร็ว: เราสามารถกำหนดความเร็วของดาราจักรจากสเปกตรัมของมัน: เราวัดการเลื่อนความยาวคลื่นของเส้นดูดกลืนที่รู้จักและแก้หา วี.

ตัวอย่าง: เส้นดูดกลืนที่พบที่ 5000 ในห้องแล็บพบได้ที่ 5050 เมื่อวิเคราะห์สเปกตรัมของดาราจักรใดดาราจักรหนึ่งๆ ดังนั้นดาราจักรนี้จึงเคลื่อนที่ด้วยความเร็ว วี = (50/5000) * = 3000 กม./วินาที

ระยะทาง: งานที่ยากกว่าคือการกำหนดระยะทางของดาราจักร เนื่องจากเราต้องอาศัยวิธีการทางอ้อมมากกว่า วิธีหนึ่งในการหาระยะทางระหว่างดาราจักรคือสมมติว่าดาราจักรทั้งหมด ประเภทเดียวกัน มีขนาดใกล้เคียงกันไม่ว่าจะอยู่ที่ใด นี้ได้รับการแสดงว่าเป็นจริงโดยทั่วไป นี้เรียกว่าสมมติฐาน "ผู้ปกครองมาตรฐาน" ดาราจักรชนิดก้นหอย เช่น ดาราจักรทางช้างเผือกของเรา โดยทั่วไปมีขนาดประมาณ 22 กิโลพาร์เซก (22,000 พาร์เซก)

ในการกำหนดระยะทางไปยังดาราจักร เราเพียงแค่วัดขนาดปรากฏ (เชิงมุม) ของมันเท่านั้น และใช้สมการมุมเล็ก: a = s / dที่ไหน คือขนาดเชิงมุมที่วัดได้ (เป็นเรเดียน ไม่ใช่องศา!), คือขนาดที่แท้จริงของดาราจักร (เส้นผ่านศูนย์กลาง) และ d คือระยะห่างจากกาแล็กซี ดังนั้น

ระยะทาง = ขนาดจริง / ขนาดเชิงมุม

  1. พิมพ์แผ่นงาน จากรายการกาแล็กซี่ เลือกกาแลคซีแรก NGC 1357 - คลิกที่ลิงก์ "image"
  2. หาขนาดเชิงมุมของดาราจักรชนิดก้นหอยที่อยู่ตรงกลางภาพ ภาพที่ใช้ในแล็บนี้เป็นภาพเนกาทีฟ เพื่อให้วัตถุที่สว่าง เช่น ดวงดาวและกาแล็กซี่ ดูมืด อาจมีกาแลคซีมากกว่าหนึ่งแห่งในภาพ ดาราจักรที่น่าสนใจมักเป็นดาราจักรที่อยู่ใกล้ศูนย์กลางมากที่สุด

ในการวัดขนาด ก่อนอื่น ให้คลิกที่ปลายสุดด้านหนึ่งของดาราจักรที่ปลายด้านใดด้านหนึ่งของเส้นผ่านศูนย์กลางที่ยาวที่สุด อย่าลืมวัดจนสุดขอบด้านนอกที่จาง มิฉะนั้น คุณจะประเมินขนาดของกาแลคซีต่ำไปอย่างมาก และทำให้เกิดข้อผิดพลาดอย่างเป็นระบบ ค่าพิกเซลของจุดที่คุณคลิกจะปรากฏในช่องทางด้านขวาของรูปภาพ บันทึกสิ่งเหล่านี้เป็น X1, Y1 ในตารางของคุณ จากนั้น คลิกที่ปลายสุดอีกด้านของกาแล็กซีและบันทึก X2 และ Y2

คำนวณระยะทางข้ามกาแลคซีเป็นพิกเซล:

จำทฤษฎีบทพีทาโกรัส? a 2 + b 2 = c 2
โดยที่ a และ b เป็นสองด้านของสามเหลี่ยมมุมฉาก และ c คือด้านตรงข้ามมุมฉาก (ด้านยาว) ด้านตรงข้ามมุมฉากคือระยะทางข้ามกาแลคซีในกรณีของเรา ความยาวของด้าน a และ be จะเป็น b ความแตกต่างระหว่างการวัด x (X2 - X1) และความแตกต่างระหว่างการวัด y (Y2 - Y1)

ดังนั้น ระยะทางข้ามกาแลคซีเป็นพิกเซลคือ in

ระยะทาง = ขนาดจริง / ขนาดเชิงมุม

ด้วยขนาดจริง = 22 kpsec และขนาดเชิงมุมเป็น µrad ระยะทางจะเป็นเมกะพาร์เซก (Mpsec = ล้านพาร์เซก)

บานหน้าต่างด้านซ้ายล่างแสดงสเปกตรัมของแสงส่วนหนึ่งที่มาจากกาแลคซี NGC 1357 โปรดสังเกตว่าความเข้มของแสงลดลงสองครั้งที่ความยาวคลื่นประมาณ 3965 อังสตรอมและ 4000 อังสตรอม นี่คือการดูดซึมแคลเซียม K และ H นอกจากนี้ ให้สังเกตเส้นแนวตั้งสั้นๆ ที่ระบุว่า "Ca K" และ "Ca H." เหล่านี้คือความยาวคลื่นที่วัดในห้องปฏิบัติการของการดูดกลืนแคลเซียม K และ H, "rest ความยาวคลื่น"

คลิกที่เส้นแนวตั้งสั้นๆ ที่ระบุว่า "Ca K" จากนั้นเลื่อนลงมาใต้กราฟและบันทึกความยาวคลื่นเป็น Angstroms ค่า "X" ใต้ "Ca K rest" ในแผ่นข้อมูล

คลิกที่จุดต่ำสุดทางด้านซ้ายของการดูดกลืนขนาดใหญ่สองครั้งในสเปกตรัมของดาราจักร NGC 1357 เลื่อนลงและบันทึกความยาวคลื่นที่วัดได้ "X value" ภายใต้ "Ca k meas." บนแผ่นข้อมูล

ในแผ่นการคำนวณของคุณ ให้คำนวณความแตกต่างของความยาวคลื่นระหว่างความยาวคลื่นที่เหลือและความยาวคลื่นที่วัดได้ของเส้นการทำแท้ง Ca K

ป้อนข้อมูลพิกัด X และ Y สำหรับ NGC 1357 ลงในสเปรดชีตและดูว่าการคำนวณของคุณถูกต้องหรือไม่

รับข้อมูลพิกัดสำหรับขนาดกาแลคซีและเรดชิฟต์สำหรับกาแลคซีที่เหลืออีก 9 แห่ง แล้วปล่อยให้สเปรดชีตทำการคำนวณ อย่าลืมบันทึกบ่อยๆในขณะที่คุณทำงาน

แปลงแรก โฮo เป็นผกผัน-วินาที (1/วินาที) โดยการตัดหน่วยระยะทางออก 1 Mpc = 3.09X10 19 กม.


ถามอีธาน: ขอบจักรวาลห่างจากกาแลคซีที่ไกลที่สุดแค่ไหน?

“ทั้งๆ ที่ชื่อของมัน ทฤษฎีบิ๊กแบงนั้นไม่ใช่ทฤษฎีของปังเลยจริงๆ มันเป็นเพียงทฤษฎีของผลพวงของปังเท่านั้น” -อลัน กูธ

เมื่อเรามองออกไปในจักรวาล มีแสงทุกที่ที่เรามองเห็น เท่าที่กล้องโทรทรรศน์ของเราสามารถมองได้ แต่เมื่อถึงจุดหนึ่ง สิ่งที่เราจะต้องเผชิญก็มีจำกัด ขีดจำกัดหนึ่งถูกกำหนดโดยโครงสร้างจักรวาลที่ก่อตัวในจักรวาล: เราสามารถมองเห็นดวงดาว กาแล็กซี ฯลฯ ได้เท่านั้น ตราบใดที่พวกมันปล่อยแสง หากไม่มีส่วนผสมดังกล่าว กล้องโทรทรรศน์ของเราไม่สามารถตรวจจับสิ่งใดได้เลย แต่ขีดจำกัดอีกประการหนึ่ง หากเราสามารถใช้ดาราศาสตร์ไปไกลกว่าแสงดาวได้ ก็คือขีดจำกัดว่าเราสามารถเข้าถึงจักรวาลได้มากน้อยเพียงใดตั้งแต่บิกแบง ค่านิยมทั้งสองนี้อาจไม่เกี่ยวข้องกันมากนัก และนั่นคือสิ่งที่ Oleg Pestovsky ต้องการทราบ!

เหตุใดการเปลี่ยนแปลงสีแดงของ CMB … ประมาณ 1,000 ในขณะที่การเลื่อนสีแดงสูงสุดสำหรับกาแลคซีใด ๆ ที่เราสังเกตเห็นคือ 11

สิ่งแรกที่เราต้องคิดคือสิ่งที่เกิดขึ้นในจักรวาลของเรา ก้าวไปข้างหน้าจากช่วงเวลาของบิกแบง

ชุดเต็มรูปแบบของทุกสิ่งที่เรารู้ เห็น สังเกต และโต้ตอบด้วยคือสิ่งที่เราจะเรียกว่า "จักรวาลที่สังเกตได้" นอกเหนือจากที่เราเห็น มีแนวโน้มว่าจักรวาลจะมีมากขึ้น และเมื่อเวลาผ่านไป เราจะสามารถเห็นมันมากขึ้นเรื่อยๆ เมื่อแสงจากวัตถุที่อยู่ไกลออกไปก็มาถึงเราในที่สุด หลังจากการเดินทางในจักรวาลที่กินเวลาหลายพันล้านปี . การเห็นสิ่งที่เราทำในจักรวาล (และไม่มากก็น้อย) เป็นไปได้เพราะสามสิ่งรวมกัน:

  1. ความจริงที่ว่ามันเป็นจำนวนจำกัดของเวลา 13.8 พันล้านปีนับตั้งแต่บิ๊กแบง
  2. ความจริงที่ว่าความเร็วแสง ความเร็วสูงสุดที่สัญญาณหรืออนุภาคใด ๆ สามารถเดินทางในจักรวาลนั้นมี จำกัด และคงที่
  3. และความจริงที่ว่าโครงสร้างของอวกาศนั้นยืดออกและขยายตัวตั้งแต่เกิดบิกแบง

สิ่งที่เราเห็นในวันนี้เป็นผลมาจากเงื่อนไขทั้งสามนี้ รวมกับการกระจายตัวของสสารและพลังงานในขั้นต้น ซึ่งดำเนินการภายใต้กฎฟิสิกส์ตลอดประวัติศาสตร์ของจักรวาลของเรา หากเราต้องการทราบว่าจักรวาลเป็นอย่างไรในช่วงเวลาก่อนหน้านี้ สิ่งที่เราต้องทำคือสังเกตว่าวันนี้จักรวาลเป็นอย่างไร วัดค่าพารามิเตอร์ที่เกี่ยวข้องทั้งหมด และคำนวณว่าในอดีตเป็นอย่างไร มีหลายอย่างที่เราต้องสังเกตและวัดผลเพื่อไปถึงจุดนั้น แต่สมการของไอน์สไตน์แม้จะยากก็ตาม อย่างน้อยก็ตรงไปตรงมา (ผลลัพธ์ที่ได้คือสมการสองสมการที่เรียกว่าสมการฟรีดมันน์ และการแก้สมการนั้นเป็นงานที่นักศึกษาระดับบัณฑิตศึกษาสาขาจักรวาลวิทยาทุกคนคุ้นเคยกันเป็นอย่างดี) และตรงไปตรงมา เราได้ทำการวัดที่น่าทึ่งบางอย่างเกี่ยวกับจักรวาล

เรารู้ว่าทุกวันนี้มันขยายตัวเร็วแค่ไหน เรารู้ว่าความหนาแน่นของสสารนั้นอยู่ที่ใดในทุกที่ที่เรามอง เรารู้ว่ามีโครงสร้างเกิดขึ้นมากน้อยเพียงใดจากสเกลต่างๆ ตั้งแต่กระจุกดาวทรงกลมไปจนถึงดาราจักรแคระ ดาราจักรขนาดใหญ่ ไปจนถึงกลุ่มและกระจุก รวมถึงเส้นใยขนาดใหญ่ เรารู้ว่าเอกภพเป็นสสารปกติ สสารมืด พลังงานมืด รวมทั้งส่วนประกอบที่มีขนาดเล็กกว่ามาก เช่น นิวตริโน การแผ่รังสี และแม้แต่หลุมดำมากแค่ไหน และจากข้อมูลนั้น การคาดคะเนย้อนเวลากลับไป เราก็สามารถถอดรหัสได้ว่าเอกภพใหญ่แค่ไหนและขยายตัวเร็วแค่ไหน ณ จุดใด ๆ ในประวัติศาสตร์จักรวาลของมัน

วันนี้จักรวาลที่สังเกตได้ของเราขยายออกไปประมาณ 46.1 พันล้านปีแสงในทุกทิศทางจากที่เราอยู่ นั่นคือระยะทางที่หาก ณ ชั่วพริบตาของบิ๊กแบง ตำแหน่งเดิมในอวกาศของอนุภาคในจินตนาการที่เดินทางด้วยความเร็วแสงจะอยู่ที่วันนี้ หากมันมาถึงเราตอนนี้ 13.8 พันล้านปีต่อมา โดยหลักการแล้ว นั่นคือสิ่งที่คลื่นความโน้มถ่วงหลงเหลือจากอัตราเงินเฟ้อของจักรวาล - รัฐก่อนบิกแบงที่ตั้งขึ้นและกำหนดเงื่อนไขเริ่มต้น - จะมาจาก

แต่ก็ยังมีสัญญาณอื่นๆ ที่หลงเหลือจากจักรวาลด้วยเช่นกัน เมื่อเอกภพมีอายุประมาณ 380,000 ปี รังสีที่เหลือจากบิ๊กแบงหยุดกระเจิงของอนุภาคอิสระที่มีประจุในขณะที่พวกมันก่อตัวเป็นอะตอมที่เป็นกลาง โฟตอนเหล่านี้ ซึ่งเมื่ออะตอมที่เป็นกลางก่อตัวขึ้น จะยังคงเปลี่ยนสีแดงตามจักรวาลที่กำลังขยายตัว และสามารถมองเห็นได้ด้วยไมโครเวฟหรือกล้องโทรทรรศน์วิทยุ/เสาอากาศในปัจจุบัน แต่เนื่องจากความรวดเร็วของจักรวาลที่ขยายตัวกลับมาในช่วงแรกสุด "พื้นผิว" เราจึงเห็นการเรืองแสงที่เหลืออยู่ที่ - พื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล - อยู่ห่างออกไปเพียง 45.2 พันล้านปีแสง ระยะทางจากจุดเริ่มต้นของจักรวาลไปยังจุดที่จักรวาลมีอายุ 380,000 ปีคือ 900 ล้านปีแสงแล้ว!

นานกว่านั้นมาก จนกระทั่งเราจะพบกาแล็กซีที่ห่างไกลที่สุดเท่าที่เคยค้นพบในจักรวาล ในขณะที่การจำลองและการคำนวณระบุว่าดาวฤกษ์ดวงแรกอาจก่อตัวขึ้นเมื่อเอกภพมีอายุระหว่าง 50 ถึง 100 ล้านปี และดาราจักรแรกที่อายุราว 200 ล้านปี เรายังไม่สามารถมองย้อนกลับไปได้ไกลขนาดนั้น (แม้ว่าหวังว่าด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เวบบ์ ที่จะเปิดตัวในปีหน้า เราจะทำเร็วๆ นี้!) เจ้าของสถิติจักรวาลคนปัจจุบันที่แสดงด้านล่าง เป็นกาแลคซี่ตั้งแต่ตอนที่เอกภพมีอายุ 400 ล้านปี: เพียง 3% ของอายุปัจจุบัน . อย่างไรก็ตาม กาแลคซี GN-z11 นั้นอยู่ห่างออกไปเพียง 32 พันล้านปีแสง: ประมาณ 14 พันล้านปีแสงจาก "ขอบ" ของจักรวาลที่สังเกตได้

เหตุผลนี้? อัตราการขยายตัวลดลงอย่างมากเมื่อเวลาผ่านไป ในขณะที่กาแลคซี GN-z11 อยู่ในสถานะที่เราเห็น จักรวาลขยายตัวเร็วกว่าที่เป็นอยู่ 20 เท่าในปัจจุบัน เมื่อพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลถูกปล่อยออกมา จักรวาลก็ขยายตัวเร็วกว่าที่เป็นอยู่ 20,000 เท่าในปัจจุบัน และในช่วงเวลาของบิกแบง เท่าที่เรารู้ จักรวาลกำลังขยายตัวเร็วขึ้น 10³⁶ เท่า หรือเร็วกว่าที่เป็นอยู่ในปัจจุบัน 1,000,000,000,000,000,000,000,000,000,000,000,000 เท่า อัตราการขยายตัวของจักรวาลช้าลงอย่างมากเมื่อเวลาผ่านไป

มันดีอย่างเหลือเชื่อสำหรับเรา! ความสมดุลระหว่างอัตราการขยายตัวเริ่มต้นและปริมาณพลังงานทั้งหมดในจักรวาลในทุกรูปแบบมีความสมดุลอย่างสมบูรณ์แบบจนถึงขีดจำกัดคุณภาพของการสังเกตของเรา หากจักรวาลมีสสารหรือการแผ่รังสีมากเกินไปเล็กน้อยในช่วงแรก มันก็จะยุบตัวเมื่อหลายพันล้านปีก่อน และเราจะไม่มีอยู่จริง หากเอกภพมีสสารหรือรังสีน้อยเกินไปในช่วงแรก อนุภาคจะขยายตัวเร็วเกินไปที่จะหากันและก่อตัวเป็นอะตอม โครงสร้างที่ซับซ้อนน้อยกว่ามาก เช่น กาแล็กซี ดวงดาว ดาวเคราะห์ และมนุษย์ เรื่องราวเกี่ยวกับจักรวาลที่จักรวาลบอกเราเป็นหนึ่งในความสมดุลที่ไม่ธรรมดา และเป็นเรื่องราวที่เรามีอยู่จริง

หากทฤษฎีที่ดีที่สุดในปัจจุบันของเราถูกต้อง ดาราจักรแท้กลุ่มแรกจะก่อตัวขึ้นในช่วงอายุประมาณ 120 ถึง 210 ล้านปี ซึ่งสอดคล้องกับระยะห่างจากเราระหว่าง 37 ถึง 35 พันล้านปีแสง โดยวางระยะห่างจากกาแลคซีที่ไกลที่สุดไปยังขอบจักรวาลที่สังเกตได้อยู่ที่ 9 ถึง 11 พันล้านปีแสงในปัจจุบัน ห่างไกลอย่างไม่น่าเชื่อ และชี้ให้เห็นถึงข้อเท็จจริงที่น่าเหลือเชื่อประการหนึ่ง นั่นคือ จักรวาลกำลังขยายตัวอย่างรวดเร็วมากในช่วงแรก และขยายตัวในอัตราที่ช้ากว่ามากในปัจจุบัน 1% แรกของอายุจักรวาลมีส่วนรับผิดชอบต่อการขยายตัวทั้งหมดประมาณ 20% ของจักรวาล!

การขยายตัวของเอกภพคือสิ่งที่ยืดความยาวคลื่นของแสง (และทำให้เราเห็น "การเปลี่ยนสีแดง") และการขยายตัวอย่างรวดเร็วนั้นเป็นสาเหตุที่ทำให้พื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลและดาราจักรที่อยู่ไกลที่สุดมีความแตกต่างกันมาก แต่ขนาดของเอกภพในปัจจุบันเป็นหลักฐานของสิ่งอื่นที่น่าเหลือเชื่อ: ผลกระทบอันน่าทึ่งที่ความก้าวหน้าของเวลามี เมื่อเวลาผ่านไป เอกภพจะขยายออกไปไกลขึ้นเรื่อยๆ และเมื่อถึงอายุประมาณสิบเท่าในปัจจุบัน ระยะทางก็จะขยายออกไปมากจนมองไม่เห็นกาแลคซีนอกกลุ่มของเรา แม้จะเทียบเท่ากับฮับเบิล กล้องโทรทรรศน์อวกาศ เพลิดเพลินไปกับทุกสิ่งที่เราเห็นในวันนี้เกี่ยวกับสิ่งที่มีอยู่มากมายในทุกระดับจักรวาล มันจะไม่อยู่ตลอดไป!


อ้างอิง

Dekel, A., Bertschinger, E. & Faber, S. M. สนามศักยภาพ ความเร็ว และความหนาแน่นจากตัวอย่างระยะ redshift ที่เบาบางและมีเสียงดัง—วิธีการ ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ 364, 349–369 (1990).

Zaroubi, S. , Hoffman, Y. , Fisher, K. B. & Lahav, O. Wiener การสร้างโครงสร้างขนาดใหญ่ขึ้นใหม่ ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ 449, 446 (1995).

Hoffman, Y. & Ribak, E. การรับรู้ที่มีข้อจำกัดของเขตข้อมูลแบบเกาส์เซียน—อัลกอริธึมอย่างง่าย ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ. เลตต์. 380, L5–L8 (1991).

Ganon, G. & Hoffman, Y. การรับรู้ที่มีข้อจำกัดของเขตข้อมูลแบบเกาส์เซียน—การสร้างโครงสร้างขนาดใหญ่ขึ้นใหม่ ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ. เลตต์. 415, L5–L8 (1993).

Zaroubi, S., Hoffman, Y. & Dekel, A. Wiener การสร้างโครงสร้างขนาดใหญ่ขึ้นใหม่จากความเร็วที่แปลกประหลาด ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ 520, 413–425 (1999).

Tully, R. B. , Courtois, H. , Hoffman, Y. & Pomarède, D. The Laniakea supercluster of galaxies ธรรมชาติ 513, 71–73 (2014).

Libeskind, N. I. และคณะ เครื่องบินของดาราจักรดาวเทียมและเว็บคอสมิก จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 452, 1052–1059 (2015).

Lavaux, G. การสร้างสนามความเร็ว 3 มิติแบบ Bayesian ด้วย VIRBIUS จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 457, 172–197 (2016).

Hoffman, Y., Pomarède, D., Tully, R. B. & Courtois, H. M. ตัวแทนจำหน่ายไดโพล แนท. แอสตรอน 1, 0036 (2017).

Strauss, M.A. & Davis, M. in การเคลื่อนไหวขนาดใหญ่ในจักรวาล 255–274 (สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยพรินซ์ตัน พรินซ์ตัน นิวเจอร์ซีย์ 1988)

Nusser, A., Dekel, A., Bertschinger, E. & Blumenthal, G. R. ความสัมพันธ์ระหว่างความเร็วของจักรวาลวิทยากับความหนาแน่นในระบบกึ่งเชิงเส้น ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ 379, 6–18 (1991).

Lahav, O. , Fisher, K. B. , Hoffman, Y. , Scharf, C. A. & Zaroubi, S. Wiener การสร้างใหม่ของการสำรวจกาแลคซีบนท้องฟ้าทั้งหมดในฮาร์โมนิกทรงกลม ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ. เลตต์. 423, L93 (1994).

Dekel, A. และคณะ ดาราจักร IRAS กับมวลที่มีศักยภาพ—เขตความหนาแน่น การให้น้ำหนัก และโอเมก้า ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ 412, 1–21 (1993).

Fisher, K. B. , Lahav, O. , Hoffman, Y. , Lynden-Bell, D. & Zaroubi, S. Wiener การฟื้นฟูความหนาแน่น ความเร็ว และสนามที่มีศักยภาพจากการสำรวจกาแล็กซี redshift ทั้งหมดบนท้องฟ้า จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 272, 885–908 (1995).

Strauss, M. A. & Willick, J. A. สนามความหนาแน่นและความเร็วแปลกประหลาดของกาแลคซีใกล้เคียง สรีรวิทยา ตัวแทน 261, 271–431 (1995).

Kolatt, T. , Dekel, A. , Ganon, G. & Willick, J. A. จำลองย่านจักรวาลวิทยาของเรา: แคตตาล็อกจำลองสำหรับการวิเคราะห์ความเร็ว ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ 458, 419 (1996).

Bistolas, V. & Hoffman, Y. การตระหนักถึงข้อจำกัดที่ไม่เป็นเชิงเส้นของโครงสร้างขนาดใหญ่ ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ 492, 439–451 (1998).

Mathis, H. และคณะ การจำลองการก่อตัวของประชากรกาแลคซีในท้องถิ่น จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 333, 739–762 (2002).

Wang, H. , Mo, H. J. , Yang, X. , Jing, Y. P. & Lin, W. P. ELUCID—สำรวจจักรวาลท้องถิ่นด้วยฟิลด์ความหนาแน่นเริ่มต้นที่สร้างใหม่ I. Hamiltonian Markov เชนวิธีมอนติคาร์โลด้วยไดนามิกของตาข่ายอนุภาค ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ 794, 94 (2014).

Van de Weygaert, R. & Hoffman, Y. In Cosmic Flows 1999: มุ่งสู่ การทำความเข้าใจโครงสร้างขนาดใหญ่ (eds Courteau, S. & Willick, J.) 169 (Conference Series Volume 201, Astronomy Society of the Pacific, 2000)

Sorce, J. G. , Gottlöber, S. , Hoffman, Y. & Yepes, G. กลุ่มราศีกันย์เกิดขึ้นได้อย่างไร? จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 460, 2015–2024 (2016).

ซอร์ซ เจ.จี.และคณะ Cosmicflows จำกัด Local UniversE Simulations จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 455, 2078–2090 (2016).

Gottlöber, S., Hoffman, Y. & Yepes, G. in คอมพิวเตอร์ประสิทธิภาพสูงในสาขาวิทยาศาสตร์และวิศวกรรม (eds Wagner, S. , Steinmetz, M. , Bode, A. & Müller, M. M. ) 309–323 (สปริงเกอร์, เบอร์ลิน, 2010).

Gottlöber, S., Hoffman, Y. & Yepes, G. Constrained Local UniversE Simulations (CLUES) พิมพ์ล่วงหน้าที่ https://arxiv.org/abs/1005.2687 (2010)

Hoffman, Y. in การวิเคราะห์ข้อมูลในจักรวาลวิทยา ฉบับที่ 665 (eds Martnez, V. J. , Saar, E. , Martnez-González, E. & Pons-Bordera, M.-J. ) 565–583 (สปริงเกอร์, เบอร์ลิน, 2552).

Hoffman, Y. , Martinez-Vaquero, L. A. , Yepes, G. & Gottlöber, S. การไหลของฮับเบิลในพื้นที่: เป็นการรวมตัวของพลังงานมืดหรือไม่? จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 386, 390–396 (2008).

Klypin, A. , Hoffman, Y. , Kravtsov, A. V. & Gottlöber, S. การจำลองที่มีข้อจำกัดของจักรวาลที่แท้จริง: supercluster ในพื้นที่ ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ 596, 19–33 (2003).

Kravtsov, A. V. , Klypin, A. & Hoffman, Y. การจำลองที่มีข้อจำกัดของจักรวาลที่แท้จริง ครั้งที่สอง ลายเซ็นจากการสังเกตของก๊าซระหว่างดาราจักรในบริเวณซุปเปอร์คลัสเตอร์ ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ 571, 563–575 (2002).

Kitaura, F.-S. และคณะ โครงสร้างจักรวาลและพลวัตของจักรวาลในท้องถิ่น จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 427, L35–L39 (2012).

Lavaux, G. & Jasche, J. Unmasking the masked Universe: แคตตาล็อก 2M++ ผ่านสายตาแบบเบย์ จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 455, 3169–3179 (2016).

Desmond, H. , Ferreira, P. G. , Lavaux, G. & Jasche, J. การสร้างสนามโน้มถ่วงของจักรวาลในท้องถิ่นขึ้นใหม่ จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 474, 3152–3161 (2018).

ทัลลี อาร์.บี.และคณะ Cosmicflows-2: ข้อมูล แอสตรอน เจ 146, 86 (2013).

พีเบิลส์, พี.เจ.อี. โครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาล (สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยพรินซ์ตัน, พรินซ์ตัน, นิวเจอร์ซีย์, 1980).

ไวน์เบิร์ก, เอส. จักรวาลวิทยา (Oxford Univ. Press, Oxford, 2008).

Pomarède, D. , Tully, R. B. , Hoffman, Y. & Courtois, H. M. กระจุกดาราจักรขนาดเล็ก Arrowhead ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ 812, 17 (2015).

Yepes, G. , Gottlöber, S. & Hoffman, Y. สสารมืดในจักรวาลท้องถิ่น แอสตรอนใหม่ รายได้ 58, 1–18 (2014).

Sorce, J. G. , Courtois, H. M. , Gottlöber, S. , Hoffman, Y. & Tully, R. B. การจำลองของจักรวาลในท้องถิ่นที่ถูก จำกัด ด้วยความเร็วแปลกประหลาดจากการสังเกต จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 437, 3586–3595 (2014).

Doumler, T. , Hoffman, Y. , Courtois, H. & Gottlöber, S. การสร้างเงื่อนไขเริ่มต้นของจักรวาลวิทยาขึ้นใหม่จากความเร็วแปลกประหลาดของกาแลคซี—I. ย้อนกลับการประมาณ Zeldovich จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 430, 888–901 (2013).

Doumler, T. , Gottlöber, S. , Hoffman, Y. & Courtois, H. การสร้างเงื่อนไขเริ่มต้นของจักรวาลวิทยาขึ้นใหม่จากความเร็วแปลกประหลาดของดาราจักร—III การจำลองที่มีข้อจำกัด จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 430, 912–923 (2013).

Doumler, T. , Courtois, H. , Gottlöber, S. & Hoffman, Y. การสร้างเงื่อนไขเริ่มต้นของจักรวาลวิทยาขึ้นใหม่จากความเร็วแปลกประหลาดของกาแลคซี—II ผลกระทบของข้อผิดพลาดจากการสังเกต จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 430, 902–911 (2013).

Bardeen, J. M. , Bond, J. R. , Kaiser, N. & Szalay, A. S. สถิติจุดสูงสุดของช่องสุ่มแบบเกาส์เซียน ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ 304, 15–61 (1986).

Dekel, A. & Rees, M. J. กลไกทางกายภาพสำหรับการก่อตัวดาราจักรลำเอียง ธรรมชาติ 326, 455–462 (1987).

Branchini, E., Davis, M. & Nusser, A. สนามความเร็วเชิงเส้นของ 2MASS Redshift Survey, K = 11.75 กาแล็กซี่: ข้อจำกัดบน β และการไหลจำนวนมากจากฟังก์ชันความส่องสว่าง จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 424, 472–481 (2012).

Simon, P. & Hilbert, S. การพึ่งพามาตราส่วนของการให้น้ำหนักกาแลคซีที่ตรวจสอบโดยเลนส์โน้มถ่วงที่อ่อนแอ: การประเมินโดยใช้กาแลคซีกึ่งวิเคราะห์และข้อมูลเลนส์จำลอง พิมพ์ล่วงหน้าที่ https://arxiv.org/abs/1711.02677 (2017)

Desjacques, V., Jeong, D. & Schmidt, F. อคติของกาแลคซีขนาดใหญ่ สรีรวิทยา ตัวแทน 733, 1–193 (2018).

Zaroubi, S. , Branchini, E. , Hoffman, Y. & da Costa, L. N. สอดคล้อง β ค่าจากการเปรียบเทียบความหนาแน่น-ความหนาแน่น และความเร็ว-ความเร็ว จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 336, 1234–1246 (2002).

เดวิส, เอ็ม. และคณะ แรงโน้มถ่วงท้องถิ่นกับความเร็วท้องถิ่น: คำตอบสำหรับ β และอคติไม่เชิงเส้น จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 413, 2906–2922 (2011).

Carrick, J. , Turnbull, S. J. , Lavaux, G. & Hudson, M. J. พารามิเตอร์จักรวาลวิทยาจากการเปรียบเทียบความเร็วแปลกประหลาดกับการทำนายจากสนามความหนาแน่น 2M++ จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 450, 317–332 (2015).

Nusser, A. Velocity–ความสัมพันธ์ความหนาแน่นจากแค็ตตาล็อกระยะทาง Cosmicflows-3 และการสำรวจ 2MASS Redshift จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 470, 445–454 (2017).

Lavaux, G. & Hudson, M. J. แค็ตตาล็อกกาแล็กซี่เรดชิฟต์ 2M++ จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 416, 2840–2856 (2011).

Pomarède, D. , Courtois, H. M. , Hoffman, Y. & Tully, R. B. Cosmography และการสร้างภาพข้อมูล มหาชน แอสตรอน ซ. แพ็ก. 129, 058002 (2017).

Huchra, J. P. และคณะ The 2MASS Redshift Survey—description and data release. ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ. ศุภ. Ser. 199, 26 (2012).

Abazajian, K. N. et al. The seventh data release of the Sloan Digital Sky Survey. ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ J. Supple. Ser. 182, 543–558 (2009).

Jones, D. H. et al. The 6dF Galaxy Survey: final redshift release (DR3) and southern large-scale structures. จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 399, 683–698 (2009).

Pahwa, I. et al. The alignment of galaxy spin with the shear field in observations. จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 457, 695–703 (2016).

Wang, H. et al. ELUCID IV: Galaxy quenching and its relation to halo mass, environment, and assembly bias. Preprint at https://arxiv.org/abs/1707.09002 (2017).

Shaya, E. J., Tully, R. B., Hoffman, Y. & Pomarède, D. Action dynamics of the local supercluster. ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ 850, 207 (2017).

Tully, R. B., Courtois, H. M. & Sorce, J. G. Cosmicflows-3. แอสตรอน เจ 152, 50 (2016).

Teerikorpi, P., Bottinelli, L., Gouguenheim, L. & Paturel, G. Investigations of the local supercluster velocity field. I—observations close to Virgo, using Tully–Fisher distances and the Tolman–Bondi expanding sphere. แอสตรอน ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 260, 17–32 (1992).

Peirani, S. & de Freitas Pacheco, J. A. Mass determination of groups of galaxies: effects of the cosmological constant. New Astron. 11, 325–330 (2006).

Karachentsev, I. D., Tully, R. B., Wu, P.-F., Shaya, E. J. & Dolphin, A. E. Infall of nearby galaxies into the Virgo Cluster as traced with Hubble Space Telescope. ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ 782, 4 (2014).

Wang, H. et al. ELUCID IV: Galaxy quenching and its relation to halo mass, environment, and assembly bias. Preprint at https://arxiv.org/abs/1707.09002v1 (2017).

Planck Collaboration et al. Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters. แอสตรอน ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 571, A16 (2014).

Hoffman, Y., Nusser, A., Courtois, H. M. & Tully, R. B. Goodness-of-fit analysis of the Cosmicflows-2 data base of velocities. จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 461, 4176–4181 (2016).

Freedman, W. L. Cosmology at a crossroads. แนท. แอสตรอน 1, 0121 (2017).

Springel, V. The cosmological simulation code GADGET-2. จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 364, 1105–1134 (2005).

Coles, P. & Jones, B. A lognormal model for the cosmological mass distribution. จ. ไม่. ร. แอสทรอน. ซ. 248, 1–13 (1991).


Can we a-void the Hubble tension with local voids?

Feeling a bit tense these days? So is the value of the Hubble constant. This parameter, written as H0, governs the rate of expansion of the universe, caused by some unknown dark energy. Despite cosmologists’ best efforts at massaging out the knots, H0 has long suffered from a tension between competing measurements. Today’s paper uses more precise data to reevaluate one possible cause of this tension.

The Hubble constant is the proportionality factor between the distance of a galaxy and the speed it moves away from us galaxies that are further away move away increasingly faster, as expected from the expansion of space. We measure H0 in units of km/s/Mpc, which I like to think of as the clogs of the unit world: clunky-looking but really quite sensible. It means that for every megaparsec (Mpc) further away you look, the galaxies there appear to speed away faster by H0 kilometers per second.

There are two main independent ways H0 has been measured: from the cosmic microwave background (CMB) and from the cosmic distance ladder. The former measurement was most recently made by the Planck satellite for details, check out this astrobite. This gives a value of H0 = 67.4 ± 0.5 km/s/Mpc.

This image is currently unavailable due to a known server malfunction.

Figure 1: The cosmic distance ladder. We use stellar parallax, Cepheid variable stars and Type Ia supernovae (among others) as rungs along the ladder to measure distances to sources. (Figure from NASA/ESA)

For the latter measurement, we can just plot the speed of each galaxy as a function of its distance away from us. Fitting a line to this relation gives a value of H0 = 73.52 ± 1.62 km/s/Mpc. At first glance this isn’t too shabby, but looking closer, it disagrees with the CMB measurement by a quite-statistically-significant 3σ. Either there is some unknown physics at play, or at least one of our two methods is wrong.

A void in the distance ladder

One place an issue could be hiding is in how we measure the distances to the galaxies, with what is known as the cosmic distance ladder, shown in Figure 1. The latest measurements are based on on Type Ia supernovae, which are fairly reliable standard candles. But to calibrate these distances, we need other more close-by candles, often Cepheid variable stars in local galaxies. You can guess where this is going: to calibrate the Cepheids, we have to keep stepping down the ladder. If any of these ladder rungs are “broken,” the more distant measurements will have a systematic offset.

Today’s paper considers what would happen if our distance measurements to nearby galaxies were off. This could be the case if the Milky Way were at the center of a local void (an under-density of galaxies), also known as a Hubble Bubble. This would cause the surrounding galaxies to be more strongly drawn towards higher-density regions, away from us. The extra pull would make the value for H0 that we measure locally higher than the true value fixing this would bring it closer to the CMB measurement.

A drop-off in the Hubble constant?

The authors use a sample of 1295 supernovae (SNe) covering a range of distances to probe the local structure with higher precision than has been done previously. They plot a modified Hubble diagram, known as a magnitude-redshift diagram (Figure 2), from which they calculate the value of H0.

This image is currently unavailable due to a known server malfunction.

Figure 2: A Hubble diagram of the supernovae in today’s paper. Rather than the classic plot of galaxy velocity as a function of distance, with the slope of the points giving the value of the Hubble constant, this uses magnitude as a proxy for distance, and the x-axis is related to the velocity. The Hubble constant can be calculated from the x-intercept. (Figure 2 in the paper)

To investigate if there could be a void altering their measurement, they check how the Hubble constant changes with redshift. If there is a sharp drop-off in the value of H0, that could suggest a void with an edge at that redshift. The authors measure this by splitting the SNe into two bins, above and below a given redshift zแบ่ง, and calculating the difference in H0 between these samples.

Devoid of voids

The results of this are shown in Figure 3. The authors find that the biggest change is at z=0.023, but only to a significance of <2σ. This means that any inhomogeneities in the local density would have only a small effect on their measurement of the Hubble constant. All of the differences are much weaker than the offset needed to resolve the tension with CMB data, so voids clearly can’t explain the entire discrepancy.

This image is currently unavailable due to a known server malfunction.

Figure 3: The change in the value of the Hubble constant, as a function of the redshift of a potential void edge.The red crosses are voids predicted in previous works. The small changes disfavor the idea that a local void at any redshift has a significant effect on the Hubble constant. (Figure 6 in the paper)

To see if voids could still make some difference, the paper revisits two void models that have been predicted in previous works. They are at redshifts of z=0.05 (KBC) and z=0.07 (WS14), plotted as red crosses on Figure 3. They find that with their updated analysis, evidence for the voids evaporates: the changes in H0 at both of these redshifts disfavor the void models by 6.2σ and 4.5σ respectively.

While the paper only investigates a simple, sharp-edged void model, it makes a strong case that local voids aren’t significant to the measurement of the Hubble constant. Future SNe observations will allow us to probe other systematics that may be just the masseuse we need to relieve the Hubble tension.


How to calculate how much a galaxy moves from its coordinate at redshift 0 to redshift 1? - ดาราศาสตร์

7.2 Expansion of a homogeneous Universe

Because the cosmic background radiation is highly uniform, we infer that the Universe is isotropic - it is the same in all directions. We believe that on a large scale the cosmos is also homogeneous - it would look much the same if we lived in any other galaxy. Then, it can be shown that the length of a path linking any two points at time t is given by integrating the expression

where , , are spherical polar coordinates in an expanding curved space. Apart from their small peculiar speeds, galaxies remain at points with fixed values of those coordinates. The coordinate is dimensionless, while the distance between galaxies expands according to the scale length (t).

Because they follow the galaxies as the Universe expands, , , are called comoving coordinates. The origin = 0 looks like a special point, but in fact it is not. Just as at the Earth's poles where lines of longitude converge, the curvature here is the same as everywhere else, and we can equally well take any point to be = 0. The constant k specifies the ความโค้ง ของพื้นที่ สำหรับ k = 1, the Universe is ปิด, with positive curvature and finite volume, analogous to the surface of a sphere (t) is the radius of curvature. ถ้า k = -1, we have an เปิด Universe, a negatively curved space of infinite volume, while k = 0 describes familiar unbounded flat space. Near the origin, where >> 1, the formula for is almost the same for all values of k on a small enough scale, curvature does not matter. If we look at a tiny region, the relationships among angles, lengths, and volumes will be the same as they are in flat space.

Problem 7.7: In ordinary three-dimensional space, using cylindrical polar coordinates we can write the distance between two nearby points (R, , z) and (R + R, + , z + z) เช่น 2 = R 2 + R 2 2 + z 2 . สมการ R 2 + z 2 = 2 describes a sphere of radius : show that if our points lie on this sphere, then the distance between them is

อ่านเพิ่มเติม: For further discussion of cosmology in curved spacetime, see Chapters 6 and 7 of M.V. Berry, 1989, Principles of Gravitation and Cosmology, 2nd edition (Institute of Physics Publishing, London).

According to general relativity, Hubble's law is just one symptom of the expansion of curved space the distance d between galaxies with fixed comoving coordinates , , expands proportionally to (t). ตั้งแต่ d , Equation 7.5 tells us that the two systems are carried away from each other at a speed

ที่นี่ H(t) คือ Hubble parameter, which presently has the value โฮ0.

Relativity tells us that the distance between two events happening at different times and in different places depends on the motion of the observer. But all observers will measure the same proper time along a path through space and time connecting the events, given by integrating

Light rays always travel along paths of zero proper time, = 0. If we place ourselves at the origin of coordinates, then the light we receive from a galaxy at comoving distance อี has followed the radial path

it covers less comoving distance per unit of time as the scale of the Universe grows. We can integrate this equation for a wavecrest that sets off at time tอี, arriving at our position at the present time t0:

Suppose that อี is the wavelength of the emitted radiation then the following wavecrest sets off later, by a time tอี = อี. We receive it with wavelength obs, ณ เวลานั้น t = obs after the previous crest. But the galaxy's comoving position อี, and the integral on the right of Equation 7.10, have not changed so the left side also stays constant:

To describe processes in the expanding Universe, we can use redshift as a substitute for time: z(t) is the redshift of light emitted at time t, reaching us now at time t0. The time corresponding to a given redshift depends on the function (t) once we know this, Equation 7.10 tells us the comoving distance อี from which the light would have started.

Our sphere of matter is expanding along with the rest of the Universe, so its radius r(t) (t). มวล of the cloud cancels out, giving

the higher the density, the more strongly gravity slows the expansion.

Nothing enters or leaves our sphere, so the mass within it does not change: (t) 3 (t) is constant. Multiplying by (t) tells us how the kinetic energy decreases as the sphere expands:

where the time t0 refers to the present day. Integrating, we have

ที่ไหน k is a constant of integration. Although we derived it using Newtonian theory, Equation 7.15 is also correct in general relativity, which tells us that the constant k is the same one as in Equation 7.15. Since the pressure พี of a gas contributes to its energy and hence to its gravitational force, general relativity amends Equation 7.13 to read

Equation 7.15 and 7.16 describe the Friedmann models, telling us how the contents of the Universe determine its expansion. For cool matter, where the sound speed 2 , and can safely neglect the pressure term. But for radiation, and particles moving almost at the speed of light, pressure is important: พี 2 / 3, where is now the energy density divided by 2 . For any mixture of matter and radiation, the term + 3p / c 2 must be positive, so the expansion always slows down. If the Universe enters a contracting phase, the collapse speeds up as time goes on.

เงินเฟ้อ theory postulates a vacuum energy, contributing density VAC = / 8 จี, and negative pressure or tension พีVAC = - 2 / 8 จี. The vacuum energy is now very small, but there are reasons to believe that very early, at 10 -34 s t 10 -32 s, VAC might have been much larger than the density of matter or radiation. During this period, (t) inflated, growing exponentially by a factor

e 100 . The almost uniform cosmos that we now observe would have resulted from the expansion of a tiny near-homogeneous region. Because this patch was so small, the curvature of space within it would be negligible hence devotees of inflation expect our present Universe to be nearly flat, with k = 0.

Since (t) 2 (t) decreases as (t) grows, in a closed Universe with k = 1 the right side of Equation 7.15 becomes negative at large . But 2 cannot be negative, so the distance between galaxies does not grow forever (t) attains some maximum before shrinking again. In an open Universe with k 0, there is no such limit expansion continues indefinitely and (t) grows without bound. In the borderline case k = 0, Equation 7.16 requires that the density is equal to the critical value

At the present day, the critical density crit (t0) = 3.3 x 10 11 ห่า 2 เอ็ม Mpc -3 : see Equation 1.24. We can measure the mass content of the Universe as a fraction of the critical density, defining the พารามิเตอร์ความหนาแน่น (t) เช่น

and writing 0 for its present-day value. Equation 7.15 then becomes

If the Universe is closed, with k = 1, then (t) > 1 and the density always exceeds the critical value, while if k = -1, we always have (t) 2 of a gas of photons decreases as -4 (t): the number per unit volume is proportional to 1 / 3 (t), while by Equation 7.11 the energy of each photon falls as 1 / (t). As expansion proceeds, the density of matter decreases more slowly, since (t) -3 (t). So at late times, its energy density (t) 2 exceeds that in radiation. Since the time teq ของ matter-radiation equality, about a million years after the Big Bang, the Universe has been matter dominated.

To measure the expansion of the Universe relative to the present day, we define the dimensionless ตัวคูณมาตราส่วน a(t) (t) / (t0). Using Equation 7.19 to rewrite (t0) ในแง่ของ โฮ0 และ 0, Equation 7.15 becomes

Most of the structure of galaxy clusters and voids that we see today developed after the Universe became matter dominated. In this phase, the density falls as -3 , and from Equation 1.28, 1 + z = 1 / a(t) so Equation 7.20 reads

If the density is exactly at the critical value, with 0 = 1 และ k = 0, we have 1/2 , and a(t) t 2/3 .

We believe that 0 0.05 so the Universe expanded with a(t) t 2/3 from the time of matter-radiation equality until at least z

Problem 7.12: Even if the cosmos has infinite volume, we can observe only a finite portion. From Equation 7.10, light reaching us at = 0 by time t originates within our ขอบฟ้า at comoving radius โฮ, ที่กำหนดโดย

At early times the Universe was radiation dominated, with (t) t 1/2 , and we can disregard the curvature k show that then, (t) โฮ = 2 c t. Explain why only points within this distance can exchange signals or particles before time t. (At the time of matter-radiation equality, a patch of diameter โฮ (teq) would subtend about 3° on the sky. By the present, this region has expanded to


Copyright (C) 2008, 2010, 2012 Science & Technology Facilities Council. Copyright (C) 2001-2005 Particle Physics and Astronomy Research Council. All Rights Reserved.

This program is free software you can redistribute it and/or modify it under the terms of the GNU General Public License as published by the Free Software Foundation either version 3 of the License, or (at your option) any later version.

This program is distributed in the hope that it will be useful,but WITHOUT ANY WARRANTY without even the implied warranty of MERCHANTABILITY or FITNESS FOR A PARTICULAR PURPOSE. See the GNU General Public License for more details.

You should have received a copy of the GNU General Public License along with this program if not, write to the Free Software Foundation, Inc., 59 Temple Place,Suite 330, Boston, MA 02111-1307, USA

Module Install Instructions

To install Astro::Coords, copy and paste the appropriate command in to your terminal.

For more information on module installation, please visit the detailed CPAN module installation guide.


ดูวิดีโอ: Kako najlakse izračunati koliko kalorije mi je potrebno? #minutsredom (กันยายน 2022).