Mierzenie odległości w kosmologii

W kosmologii fizycznej , pomiar odległości kosmologicznych składa zapewniając wartość odległości - lub równoważny - między dwoma obiektami lub wydarzeń w Wszechświecie . Pomiary są często stosowane do łączenia obserwowalnych ilości , takie jak jasność z odległej kwazaru , w redshifcie z galaktyki lub kątowym wymiarze akustycznych szczytami widma kosmicznej tle rozproszonych do innej ilości których n nie jest bezpośrednio zauważalne, ale jest łatwiejszy do obliczenia, na przykład współrzędne komobilne kwazarów, galaktyk itp. Tak rozważany pomiar odległości ostatecznie sprowadza się do powszechnego pojęcia odległości euklidesowej , a zatem z niewielkim przesunięciem ku czerwieni.

Zgodnie z postępem wiedzy w kosmologii pomiary te są obliczane w kontekście ogólnej teorii względności , w której to miernik Friedmanna-Lemaître-Robertsona-Walkera opisuje Wszechświat.

Rodzaje pomiarów odległości

Istnieją różne metody pomiaru, w zależności od rozpatrywanych obiektów i danych, które można o nich wziąć pod uwagę:

• odległość kątową średnica jest oznaczeniem dobra (zwłaszcza w płaskiej świata ), tego, jak blisko astronomiczna celem było gdy emitowane światło postrzegane przez obserwatora naziemnej;
• odległość jaskrawości jest oparta na ilości światła odebranego przez obiekt, przez porównanie jej wielkości bezwzględnej ( ) i jej pozorna wielkość ( );M{\ displaystyle M}m{\ displaystyle m}
• comobile odległość pomiędzy dwoma punktami jest mierzona wzdłuż ścieżki zdefiniowanej według czasu kosmologicznej;
• właściwa Kosmologiczny odległość pomiędzy dwoma punktami jest mierzona wzdłuż określonej ścieżki według stałym czasie kosmologicznej. Musimy odróżnić właściwą odległość kosmologiczną od bardziej ogólnego pojęcia właściwej długości lub właściwej odległości  ;
• czas przelotu światła lub czas spojrzenia w przeszłość mierzy, jak długo światło opuściło obiekt przy danym przesunięciu ku czerwieni ;
• podróż światła jest równa czasowi podróży światła pomnożonemu przez prędkość światła . Dla wartości większych niż dwa miliardy lat świetlnych wartość ta nie jest już równa odległości komobilnej ani odległości średnicy kątowej w wyniku rozszerzania się Wszechświata;
• „naiwne” Hubble'a prawo , co stwarza , gdzie H 0 jest prąd stały Hubble'a z jest ku czerwieni obiektu, C jest prędkością światła, a d jest „odległość”.z=H.0revs{\ displaystyle z = H_ {0} {\ frac {d} {c}}}

Porównanie pomiarów odległości

• droga światła jest równa prędkości światła pomnożonej przez kosmologiczny przedział czasu, tj. całka c dt, podczas gdy odległość komobilna jest równa całce c dt / a (t) .

• d L odległość jasności  ;
• d pm odległość ruchu własnego:
  • nazwaną odległością wymiaru kątowego przez Jamesa Peeblesa w 1993 roku, ale nie należy jej mylić z odległością średnicy kątowej
  • czasami określane jako odległość współrzędnych  ;
  • czasami nazywana również odległością średnicy kątowej  ;
• d na odległość średnicy kątowej .

Ostatnie trzy pomiary są powiązane zależnością:
d a = d pm / (1 + z ) = d L / (1 + z ) 2 ,
gdzie z odpowiada przesunięciu ku czerwieni.

Zależność pomiędzy jasnością odległości od standardowej świecy i odległości kątowej średnicy , d = d L / (1 + z ), 2 , zwane także odstępów równanie rozdwojenie Etherington .

• Jeśli i tylko wtedy, gdy krzywizna jest równa zeru, odległość własnego ruchu i odległość towarzysząca są identyczne, to znaczy .repm=χ{\ displaystyle d _ {\ mathrm {pm}} = \ chi}
• W przypadku ujemnej krzywizny:

repm=RVSsinh⁡χRVS{\ Displaystyle d _ {\ mathrm {pm}} = R_ {C} \ sinh {\ chi \ ponad R_ {C}}},

• natomiast dla dodatniej krzywizny:

repm=RVSgrzech⁡χRVS{\ Displaystyle d _ {\ mathrm {pm}} = R_ {C} \ sin {\ chi \ ponad R_ {C}}},
gdzie jest wartością bezwzględną promienia krzywizny. RVS{\ displaystyle R_ {C}}

Praktyczny wzór na numeryczne całkowanie przy przesunięciu ku czerwieni dla dowolnych wartości parametru gęstości materii , stałej kosmologicznej i kwintesencji parametru to: gdzie c jest prędkością światła, a H 0 jest stałą z Hubble'a . rep{\ displaystyle d_ {p}}z{\ displaystyle z}Ωm{\ displaystyle \ Omega _ {m.}} ΩΛ{\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}} w{\ displaystyle w}
rep≡χ(z)=vsH.0∫w′=1/(1+z)w′=1rewwΩm/w-(Ωm+ΩΛ-1)+ΩΛw-(1+3w),{\ displaystyle d_ {p} \ equiv \ chi (z) = {c \ ponad H_ {0}} \ int _ {a '= 1 / (1 + z)} ^ {a' = 1} {\ operatorname { d} a \ over a {\ sqrt {\ Omega _ {m} / a - (\ Omega _ {m} + \ Omega _ {\ Lambda} -1) + \ Omega _ {\ Lambda} a ^ {- ( 1 + 3 tyg.)}}}},}

Zastosowanie funkcji sinus i sinh pozwala na uzyskanie właściwej odległości ruchu d pm od d p .

Uwagi i odniesienia

• (fr) Ten artykuł jest częściowo lub w całości zaczerpnięty z artykułu w Wikipedii w języku angielskim zatytułowanego „  odległości (kosmologia)  ” ( zobacz listę autorów ) .

1. Na temat wielkości widzialnego wszechświata, zobacz także artykuł w angielskiej encyklopedii, dotyczący błędów koncepcyjnych dotyczących wymiarów wszechświata  ( fr )
2. (w) SAO / NASA ADS Astronomy Abstract Service , na stronie u-strasbg.fr

Zobacz też

Bibliografia

• PJE Peebles, Zasady kosmologii fizycznej. Princeton University Press (1993)
• Scott Dodelson, Współczesna kosmologia. Academic Press (2003).
• (en) Sherry H. Suyu, Tzu-Ching Chang, Frédéric Courbin i Teppei Okumura, „  Cosmological Distance Indicators  ” , Space Science Reviews , vol.  214,sierpień 2018, s.  91- ( DOI  10.1007 / s11214-018-0524-3 )

Powiązane artykuły

• Mierzenie odległości w astronomii

Linki zewnętrzne

• Skala Odległości Wszechświata porównuje różne miary odległości kosmologicznych.
• „Miary odległości w kosmologii” szczegółowo wyjaśniają, jak obliczyć różne miary odległości zgodnie z modelem Wszechświata i przesunięciem ku czerwieni.
• iCosmos: Cosmology Calculator (z generowaniem wykresów) oblicza różne pomiary odległości w oparciu o model kosmologiczny i przesunięcie ku czerwieni i generuje wykres dla modelu między przesunięciem ku czerwieni od 0 do 20.