Как найти расстояние красного смещения

Как найти расстояние красного смещения

Космологическое (метагалактическое) красное смещение — наблюдаемое для всех далёких источников (галактики, квазары) понижение частот излучения, объясняемое как динамическое удаление этих источников друг от друга и, в частности, от нашей Галактики, то есть как нестационарность (расширение) Метагалактики.

История обнаружения[править | править код]

Красное смещение для галактик было обнаружено американским астрономом Весто Слайфером в 1912—1914 годах; в 1929 году Эдвин Хаббл открыл, что красное смещение для далёких галактик больше, чем для близких, и возрастает приблизительно пропорционально расстоянию (закон красного смещения, или закон Хаббла). Несмотря на то, что, как выяснилось позже, проведённые им измерения оказались неточными и, по сути, не имеющими отношения к космологическому красному смещению (расширение Вселенной начинает сказываться на гораздо больших расстояниях), как показали более поздние измерения, «открытый» им закон действительно имеет место.

Хотя предлагались различные объяснения наблюдаемого смещения спектральных линий, например, гипотеза утомлённого света, только общая теория относительности даёт непротиворечивую картину, объясняющую все наблюдения. Данное объяснение этого явления является общепринятым.

Сущность явления[править | править код]

Часто космологическое красное смещение связывают с эффектом Доплера, который связывают с движением галактик друг относительно друга. Однако согласно ОТО, космологическое красное смещение происходит несколько по-другому: оно связано с расширением пространства. В наблюдаемое красное смещение от галактик вносят вклад как космологическое красное смещение из-за расширения пространства Вселенной, так и красное или синее смещения эффекта Доплера вследствие собственного движения галактик. При этом на больших расстояниях вклад космологического красного смещения становится преобладающим[1].

Образование космологического красного смещения можно представить так: рассмотрим свет — электромагнитную волну, идущую от далёкой галактики. В то время как свет летит через космос, пространство расширяется. Вместе с ним расширяется и волновой пакет. Соответственно, изменяется и длина волны. Если за время полёта света пространство расширилось в два раза, то длина волны и волновой пакет также увеличатся в два раза.

Расширение пространства[править | править код]

Общепринятая космологическая теория, объясняющая красное смещение, основана на общей теории относительности. Предполагается, что в однородной и изотропной Вселенной интервал между двумя событиями в сопутствующих координатах имеет следующий вид:

{displaystyle ds^{2}=c^{2},dt^{2}-a^{2}(t),dl^{2},}

где c — скорость света, а dl^{2} — элемент квадрата координатного расстояния. В случае плоского пространства он имеет евклидовый вид {displaystyle dl^{2}=dx^{2}+dy^{2}+dz^{2}}. Кроме этого рассматриваются пространства с положительной или отрицательной кривизной. Масштабный фактор a(t) является (в расширяющейся Вселенной) растущей со временем t функцией. Явный вид этой функции определяется уравнениями Эйнштейна и значениями плотности вещества и энергии, которые распределены равномерно в координатах (x,y,z). Эти координаты называют сопутствующими, так как предполагается, что вещество в среднем неподвижно относительно этих координат. Образно говоря, каждая частичка вещества является галактикой, «привязанной» к конкретным координатам сопутствующего пространства. При расширении пространства физическое расстояние {displaystyle a(t),dl} между галактиками увеличивается, хотя их сопутствующие координаты остаются неизменными. Наглядно этот процесс можно представить как растяжение «резиновой плёнки» с «приклеенными» к ней галактиками. Для плоского 2-мерного пространства эта плёнка растягивается в плоскости. Моделью сферического 2-мерного пространства является поверхность надувающейся сферы. Для 2-мерных обитателей такой сферы расстояние между всеми галактиками увеличивается во всех точках сферы и нигде нет центра, от которого удаляются галактики.

Параметр красного смещения[править | править код]

При описании эффекта космологического красного смещения удобно от физического времени t перейти к координатному eta , определяемому соотношением {displaystyle deta =dt/a(t)}. Тогда в одномерном случае можно записать

{displaystyle ds^{2}=c^{2},dt^{2}-a^{2}(t),dchi ^{2}=a^{2}(t)(c^{2},deta ^{2}-dchi ^{2}),}

где chi  — радиальная координата сопутствующего пространства в направлении источника. Распространению световых сигналов соответствует случай нулевого интервала {displaystyle ds=0}, или {displaystyle dchi =pm c,deta }. Поэтому в координатных величинах {displaystyle (eta ,chi )} траектория светового сигнала линейна: {displaystyle chi =pm c,eta +{text{const}}}. Пусть удалённый источник, расположенный в координате chi в момент времени t в прошлом испускает два последовательных сигнала с промежутком {displaystyle Delta eta }. В начало координат {displaystyle chi =0}, в котором находится наблюдатель, эти сигналы приходят в настоящий момент времени t_0. В силу линейности траектории промежуток координатного времени между ними будет таким же, как и при испускании {displaystyle Delta eta _{0}=Delta eta }. Возвращаясь к физическим интервалам времени это соотношение можно записать следующим образом:

{frac {Delta t_{0}}{a(t_{0})}}={frac {Delta t}{a(t)}}.

Считая, что каждый сигнал является максимумом периодической электромагнитной волны с
частотой {displaystyle nu =1/Delta t} и длиной волны {displaystyle lambda =c/nu }, можно записать

{displaystyle 1+z={frac {a(t_{0})}{a(t)}}={frac {nu }{nu _{0}}}={frac {lambda _{0}}{lambda }}.}

Все величины, помеченные индексом 0, относятся к моменту приёма волны {displaystyle t_{0}>t}. Так как в расширяющейся Вселенной {displaystyle a(t_{0})>a(t)}, то {displaystyle z>0}, и длина волны принимаемого сигнала больше, чем излучённого. Величина {displaystyle z=(lambda _{0}-lambda )/lambda }, называемая параметром красного смещения, равна относительному увеличению длины волны принимаемого электромагнитного сигнала.

В процессе расширения Вселенной изменяется не только длина (частота) электромагнитных волн, испущенных удалёнными от наблюдателя источниками. Так как {displaystyle Delta t_{0}=(1+z)Delta t}, то процессы (не обязательно периодические), протекающие в удалённых объектах, выглядят замедленными. В частности на множитель {displaystyle (1+z)} необходимо подправлять кривые светимости сверхновых типа Ia, являющихся «стандартными свечами» при проведении космологических наблюдений. Более удалённые сверхновые после взрыва гаснут медленнее, чем более близкие.

Динамика изменения функции a(t) в рамках ОТО обычно такова, что в некоторый фиксированный момент в прошлом (для которого выбирается начало отсчёта времени t = 0) масштабный фактор равен нулю: {displaystyle a(0)=0}. Свет, испущенный в этот момент, имеет красное смещение z=infty . На самом деле ранняя Вселенная была очень плотной и непрозрачной для излучения. Наблюдаемое в настоящее время реликтовое излучение испущено в момент времени, соответствующий эпохе рекомбинации с {displaystyle zsim 1000}. Наиболее удалённые, обнаруженные в настоящее время, сверхновые типа Ia обладают красными смещениями {displaystyle z<2}. Для удалённых квазаров эта величина может достигать {displaystyle zsim 6}, рекордное значение в {displaystyle zsim 11.9} имеет компактная галактика UDFj-39546284 при удалённости {displaystyle sim 13.42} млрд световых лет

Расстояния в космологии[править | править код]

Расстояния до удалённых объектов непосредственно не могут быть измерены. Обычно изучается зависимость той или иной характеристики объекта (свечения, угловых размеров, и т. п.) от параметра красного смещения z. В результате возникают различные варианты определения расстояния (фотометрическое расстояние, угловое расстояние и т. д.). Все они являются модельными, в том смысле, что зависят от параметров космологической модели (то есть от явного вида функции a(t)).

Так, если есть объект с известной светимостью (стандартная свеча), то создаваемая им освещённость на большом расстоянии уменьшается в силу трёх факторов. 1) Поток фотонов на единицу поверхности сферы, окружающей источник, тем меньше, чем больше площадь сферы. В евклидовом пространстве она равна {displaystyle 4pi ,r^{2}}, где {displaystyle r=a(t_{0})chi } — физический радиус сферы в момент пересечения её фотонами (их приём наблюдателем). Для пространства положительной кривизны площадь сферы равна {displaystyle 4pi ,a_{0}^{2}sin chi }, а для отрицательной — {displaystyle 4pi ,a_{0}^{2}operatorname {sh} chi }. 2) Частота (энергия) фотонов уменьшается в {displaystyle 1+z} раз. 3) Интенсивность излучения (число фотонов в единицу времени) также снижается в {displaystyle 1+z}, так как процессы на удалённом источнике выглядят более замедленными. В результате освещённость (поток световой энергии в единицу времени на единичную площадку) равен

{displaystyle I={frac {I_{a}}{(1+z)^{2}}},{frac {R^{2}}{a_{0}^{2}r^{2}(chi )}},}

где {displaystyle R=10} пк — фиксированное расстояние, на котором источник создаёт освещённость I_{a}, а {displaystyle r(chi )={sin chi ,chi ,operatorname {sh} chi }} зависит от выбора модели (пространство с положительной, нулевой или отрицательной кривизной).

Сопутствующая координата источника chi связана с его красным смещением z, то есть {displaystyle chi =f(z)}. Эта зависимость однозначно определяется масштабным фактором a(t). Фотометрическим расстоянием до источника называют {displaystyle r_{P}=(1+z)a_{0}r(chi )}. В этом случае выполняется классическая зависимость убывания светимости {displaystyle Isim 1/r_{P}^{2}} (стационарное евклидово пространство).

Если известны физические размеры объекта D, то расстояние к нему можно определить при помощи его угловых размеров (угла {displaystyle Delta theta }, под которым виден объект). Длина окружности, проходящей через объект в момент излучения света, равна {displaystyle 2pi ,a(t),r(chi )}. Вся окружность соответствует углу 2pi , поэтому отношение D к длине окружности даёт угол в радианах, под которым виден объект:

{displaystyle Delta theta ={frac {D}{a(t),r(chi )}}={frac {(1+z)D}{a_{0},r(chi )}}.}

Угловым расстоянием {displaystyle r_{A}=D/Delta theta } называют классическое отношение в неизменном евклидовом пространстве.
Угловое и фотометрическое расстояние связаны следующим образом:

{displaystyle r_{A}={frac {r_{P}}{(1+z)^{2}}}}

и зависят от космологического красного смещения.

Измерение внегалактических расстояний[править | править код]

Вплоть до 1950-х годов внегалактические расстояния (измерение которых связано, естественно, с большими трудностями) сильно занижались, в связи с чем значение H, определённое по этим расстояниям, получилось сильно завышенным. В начале 1970-х годов для постоянной Хаббла было принято значение {displaystyle H=53,5} км/(с·Мпк), обратная величина {displaystyle T=1/H=18} млрд лет. По результатам наблюдений в 2005 году значение H принято равным (72 ± 3) км/(с·Мпк).

Фотографирование спектров слабых (далёких) источников для измерения красного смещения, даже при использовании наиболее крупных инструментов и чувствительных фотопластинок, требует благоприятных условий наблюдений и длительных экспозиций. Для галактик уверенно измеряются смещения {displaystyle z=0{,}2,} соответствующие скорости {displaystyle v=60,000} км/с и расстоянию свыше 1 Гпк. При таких скоростях и расстояниях закон Хаббла применим в простейшей форме (погрешность порядка 10 %, то есть такая же, как погрешность определения H). Квазары в среднем в сто раз ярче галактик и, следовательно, могут наблюдаться на расстояниях в десять раз больших (если пространство евклидово). Для квазаров действительно регистрируются {displaystyle z=2} и больше. При смещениях {displaystyle z=2} используя формулу {displaystyle v=ccdot {frac {(1+z)^{2}-1}{(1+z)^{2}+1}}}, получают скорость {displaystyle v=0{,}8,c=240,000} км/с. На таких расстояниях уже сказываются специфические космологические эффекты — нестационарность и кривизна пространства-времени; в частности, становится неприменимым понятие единого однозначного расстояния (одно из расстояний — расстояние по красному смещению — составляет здесь {displaystyle r=v/H=3,3} Гпк), поскольку расстояния зависят от принимаемой модели Вселенной и от того, к какому моменту времени они отнесены. Поэтому в качестве характеристики расстояния до столь удалённых объектов обычно пользуются просто величиной красного смещения. На апрель 2022 года объектом с максимальным красным смещением является галактика HD1 {displaystyle (zcong 13,27)}.

Красное смещение объясняется как расширение всей доступной наблюдениям части Вселенной; это явление обычно называется расширением (астрономической) Вселенной[2].

См. также[править | править код]

  • Утомлённый свет

Примечания[править | править код]

  1. ↑ А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 412. — ISBN 5-85099-169-7.
  2. ↑ Красное смещение Архивная копия от 16 января 2015 на Wayback Machine.

Ссылки[править | править код]

  • Космология.
  • Парадоксы Большого взрыва.
  • G. A. Tammann, B. Reindl, Cosmic Expansion and Ho: A Retro- and Pro-Spective Note (англ.).
  • G. A. Tammann, The Ups and Downs of the Hubble Constant (англ.).
  • Космологический калькулятор — вычисление времени, которое свет шёл от объекта по его красному смещению: надо ввести красное смещение (z), установить значения космологических параметров (на 2015 год — H0 = 67,74 и ΩM = 0,3089) и нажать кнопку «Flat».
Источник

Один способ мы знаем: по красному смещению. Он годится для очень отдаленных объектов. Зная постоянную Хаббла, то есть скорость разбегания галактик в зависимости от расстояния, и скорость данной галактики, можно оценить расстояние до нее. Но для определения этой постоянной нужно было сначала определить расстояние до различных объектов. А как? Как есть ли еще способы? Есть.

Вообще, Вселенная не может не расширяться, так как статичная вечная Вселенная невозможна. Если предположить линейную зависимость видимой скорости объектов от расстояния, постоянную Хаббла можно оценить и без замера расстояний.

Одним из способов, точнее, классом способов, является метод стандартных свечей. Его смысл в том, чтобы найти объект такого типа, светимость которого нам известна. Тогда по видимой светимости легко определить расстояние.

Мы так делаем во время ночной езды. По яркости фар оцениваем расстояние до встречной машины. Поэтому так опасны тусклые фары, особенно если одна не горит. Ты видишь тусклый одиночный огонек и полагаешь, что встречка далеко – а она близко.

Один пример стандартной свечи мы уже знаем: это сверхновые определенного типа: Ia.

Цефеиды

Но начнем с цефеид. Это класс звезд переменной яркости, и именно их использовал Хаббл. Смысл в том, что яркость такой звезды периодически меняется за период от суток до недель, и период жестко связан с яркостью звезды. Поэтому мы знаем яркость точно.

Это сверхгиганты, размером в 50 раз больше Солнца и в тысячу раз ярче. Яркости их хватает, чтобы их было видно на межгалактических расстояниях, поэтому они позволяют определять расстояние до галактик. При этом в нашей галактике они тоже есть, и их можно изучить.

Механизм пульсаций прост. В атмосфере звезды много ионизированного гелия, который может иметь заряд +1 на ион или +2 (в зависимости от того, отдал атом один или оба электрона). При этом первый вариант непрозрачен, а второй прозрачен. Итак, звезда сравнительно холодная (снаружи), гелиевая оболочка непрозрачна, энергия из недр поглощается, звезда нагревается. Парниковый эффект звездного уровня! Гелий переходит в другую форму, делая атмосферу все прозрачнее. Лучистая энергия покидает звезду, ее яркость резко растет. Атмосфера остывает, гелий забирает один электрон обратно, делаясь непрозрачным. Яркость падает.

Первой такой звездой (первой открытой, а не вообще первой) была дельта Цефеи, отсюда и название. Таких звезд не очень много: так, в Каталоге Переменных Звезд цефеид около семи сотен из 50 тысяч переменных звезд разного типа. Впрочем, Петтини сообщает о нескольких тысячах цефеид только в Большом Магеллановом Облаке…

Первая зависимость период-светимость, построенная Ливитт в 1912 г. по цефеидам Малого Магелланового Облака. По вертикальной оси отложена фотографическая звездная величина, а по горизонтальной – логарифм периода. Верхний график построен для максимального блеска цефеид, а нижний – для минимального. Из http://www.astronet.ru/db/msg/1212211
Первая зависимость период-светимость, построенная Ливитт в 1912 г. по цефеидам Малого Магелланового Облака. По вертикальной оси отложена фотографическая звездная величина, а по горизонтальной – логарифм периода. Верхний график построен для максимального блеска цефеид, а нижний – для минимального. Из http://www.astronet.ru/db/msg/1212211

Полярная звезда тоже цефеида, но с совсем маленькой вариацией светимости.

Вершина ветви красных гигантов

Ещё один метод, относящийся к стандартным свечам. Красные гиганты обладают характерными особенностями: они состоят из водородной оболочки, в которой идет термоядерная реакция синтеза гелия, и гелиевое ядро (зола). По мере накопления гелия, ядро коллапсирует и давление с температурой растут, пока не начнется “гелиевая вспышка”: реакция термоядерного горения самого гелия. В этот момент звезда меняет свой тип, “сходя” с ветви красных гигантов. Ветви здесь – это расположения звезд разных типов на плоскости с осями светимость-температура.

Как определять расстояния до звезд?

Этот процесс очень быстр и изображается почти разрывной линией. Звезда в этот момент имеет светимость, которая почти не зависит ни от состава, ни от массы, и потому является стандартной свечой. В отличие от цефеид, нет необходимости наблюдать за звездой долго (в течение периода), поэтому число галактик, которые можно так диагностировать, в пять раз больше. С другой стороны, такие звезды менее ярки, чем цефеиды, и потому пригодны на меньших расстояниях. До 20 Мпа работают оба метода, дополняя друг друга.

У метода Стандартных Свечей есть недостаток: он полагается на закон ослабления яркости. Присутствие пыли и газа, например, вносит искажения. Их учитывают, но хотелось бы иметь способ перепроверить. А какие есть методы, не связанные со Стандартными Свечами?

Сверхновые

Да, сверхновые определенного типа могут быть и стандартными свечами, так как зависимость светимости и ее длительности подчинается строгой зависимости. Но мы сейчас о другой стороне дела.

В Большом Магеллановом Облаке вспыхнула сверхновая. Было это в 1987 году, и это самая близкая к нам сверхновая (если у меня не устаревшие сведения). Через 240 дней после вспышки стало видно кольцо звездного вещества, выброшенное на ранней стадии: видимым оно стало после того, как вспышка ультрафиолетового излучения достигла его и ионизировала. Нам известен радиус этого кольца, физический радиус: это расстояние, которое пролетел свет за 240 дней. Знаем мы и угловой размер кольца: 0.85 угловой секунды. Кольцо немного повернуто и видимо как эллипс, но это легко скорректировать. Поделив одну величину на другую, получаем 1.5∙10²¹ метров, или 161 тыс. св. лет, или 48.9 килопарсек.

Снимки сверхновой SN1987A и ее окрестности, сделанные Космическим телескопом Хаббл. Февраль 1996 (слева) и декабрь 2006 (справа). Природа двух красных колец неясна. [1].
Снимки сверхновой SN1987A и ее окрестности, сделанные Космическим телескопом Хаббл. Февраль 1996 (слева) и декабрь 2006 (справа). Природа двух красных колец неясна. [1].
Оценки расстояния до Большого Магелланова Облака, в виде вероятностного распределения. Синие гауссианы - отдельные оценки, не знаю, на какой основе. Фиолетовая кривая - их нормализованная сумма (среднее). Красная линия - расстояние по цефеидам (10 штук), с погрешностью. Черный кружок с оценкой погрешности - другие методы (сверхновая) [1]. Всё сходится, более или менее.
Оценки расстояния до Большого Магелланова Облака, в виде вероятностного распределения. Синие гауссианы – отдельные оценки, не знаю, на какой основе. Фиолетовая кривая – их нормализованная сумма (среднее). Красная линия – расстояние по цефеидам (10 штук), с погрешностью. Черный кружок с оценкой погрешности – другие методы (сверхновая) [1]. Всё сходится, более или менее.

Метод вращающихся источников

Кратко опишем еще один метод. Пусть вокруг (вблизи) черной дыры в галактике вращаются какие-либо источники излучения (мазеры). Мы видим, как они приближаются, движутся по небу продольно (скажем, влево), потом отдаляются, потом движутся вправо. Мы можем измерить красное смещение при удалении и приближении и определить скорость. Далее, мы можем определить угловую скорость при продольном движении. Поскольку линейная скорость сильно не меняется, то мы можем определить расстояние (поделив скорость на угловую скорость). Так было определено расстояние до галактики NGC 4258, и оно оказалось равным 7.2 Мпа. И это значение очень точно совпало и с расчетом по цефеидам, и с расчетом по красным гигантам.

Соотношение Талли-Фишера

В 1977 году Талли и Фишер обнаружили сильную корреляцию между светимостью спиральной галактики и скоростью вращения. Этот закон укладывается в теорему вириала с предположением о постоянном отношении светимости к массе, но причины универсальности закона пока неясны. Преимущество метода еще и в том, что для разных диапазонов излучения разные регрессии, но все весьма близки к линейной (на самом деле, к экспоненте, но в логарифмическом масштабе получается прямая). Метод позволяет определить расстояние до тысяч галактик с точностью до 5%.

Как определять расстояния до звезд?

Есть и другие методы. Скажем, рассмотрим малый телесный угол: в него попадает N звезд, которые и обеспечивают его светимость. среднеквадратическое отклонение светимости разных малых телесных углов Вариации светимости по статистическим законам обратно пропорциональны корню из N. Само же N пропорционально квадрату расстояния до галактики. В итоге расстояние обратно пропорционально среднеквадратическому отклонению светимости. Константу прорциональности можно определить на ближайших галактиках.

Можно использовать линзирование: пути света, несущего два изображения, могут отличаться по длине. Если источник переменный, то изображения будут “мигать” несогласованно, и по этой задержке можно определить расстояние и, что более важно, космологическую постоянную.

Есть и другие методы. Таким образом, в нашем распоряжении есть несколько различных методов определения расстояний, позволяющих подкреплять друг друга. Однако все они так или иначе завязаны на какие-то оценки расстояния, и пересмотр этих оценок может повлиять и на все последующие. Хотя именно повлиять, а не опровергнуть, определенная точность все-таки достигнута. Это называется “лестницей расстояний”, и важна прочность каждой ступеньки.

Работа продолжается.

[1] Лекции Петтини по космологии.

Источник

Расстояние измеряется по космологическому красному смещению (бывает ещё и красное смещение, вызванное эффектом Доплера и возникающее при удалении источника света от нас).

Космологическое красное смещение вызвано не просто удалением объекта от нас, наблюдателей, а расширением самого пространства. Как установил Хаббл, из-за расширения пространства каждый объект “удаляется” от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию до него. Коэффициент пропорциональности в этой формуле называется постоянной Хаббла. Примерно она равна 72 км/с на каждый килопарсек. Поэтому если измерить красное смещение удалённого объекта – а это обычная процедура анализ спектра излучения, – то по величине оного можно вычислить и расстояние.

В астрофизике красное смещение принято выражать не в абсолютных единицах, а через параметр z, равный отношению разности длин волн от “неподвижного” и “движущегося” источников к исходной длине волны: z = (λ-λ0)/λ0. Чем дальше от нас объект, тем больше разность длин волн и тем, соответственно, больше значение этого параметра.

Если привязывать величину параметра x к расстоянию, то эта зависимость оказывается существенно нелинейной. Да, чем дальше объект от нас, тем больше z, но чем дальше – тем быстрее он увеличивается. Для объектов, находящихся от нас на расстоянии, соответствующем возрасту Вселенной, то есть на 13,7 миллиардов св. лет, этот параметр становится равным бесконечности.

Привязать значение параметра к “нормальному” расстоянию не так-то просто. Эта связь существенным образом зависит от принятой модели Вселенной, от того, какая именно у неё кривизна (положительная, нулевая или отрицательная), от того, как именно расширялась Вселенная на ранних стадиях – равномерно или неравномерно (она и сейчас-торасширяется неравномерно, с ускорением, а каким было это ускорение раньше – бог весть)… Поэтому по красному смещению определяется не столлько расстояние до объекта “сейчас”, сколько время, прошедшее с момента испускания принятого света. И дальше, пользуясь той или иной моделью динамики расширения Вселенной, можно судить о расстоянии до объекта. При сравнительно небольших значениях z связь между значением параметра и расстоянием довольно простая и близка к линейной, но дальше линейность нарушается.

Значению z=1 соответствует расстояние примерно 4,22 гигапарсека (1 пк = 3,26 св. года).

Источник

Enter the velocity (km/s) and the Hubble Constant (km/s/Mpc) into the Redshift Distance Calculator. The calculator will evaluate and display the Redshift Distance. 

  • All Distance Calculators
  • Redshift to Velocity Calculator
  • Star Distance Calculator
  • Orbital Distance Calculator

Redshift Distance Formula

The following formula is used to calculate the Redshift Distance. 

  • Where RD is the Redshift Distance (Mpc)
  • v is the velocity (km/s) 
  • H is the Hubble Constant (km/s/Mpc) 

To calculate redshift distance, divide the velocity by the Hubble Constant.

How to Calculate Redshift Distance?

The following example problems outline how to calculate Redshift Distance.

Example Problem #1:

  1. First, determine the velocity (km/s).
    • The velocity (km/s) is given as: 150.
  2. Next, determine the Hubble Constant (km/s/Mpc).
    • The Hubble Constant (km/s/Mpc) is provided as: 74.
  3. Finally, calculate the Redshift Distance using the equation above: 

RD = v / H

The values given above are inserted into the equation below and the solution is calculated:

RD = 150 / 74 = 2.02 (Mpc)

Example Problem #2: 

For this problem, the variables needed are provided below:

velocity (km/s) = 200

Hubble Constant (km/s/Mpc) = 69.8

This example problem is a test of your knowledge on the subject. Use the calculator above to check your answer. 

RD = v / H = ?

Источник

После запуска телескопа «Джеймс Уэбб» астрофизики начали объявлять об обнаружении самых далеких и ранних галактик. «Хайтек» рассказывает, как ученые определяют расстояние до объектов, возникших вскоре после Большого взрыва, что такое красное смещение и почему результаты оценки ставят под сомнение.

Читайте «Хайтек» в

Одна из главных функций космического телескопа «Джеймс Уэбб» — найти самые ранние галактики, расширяя наши исследования Вселенной как в пространстве, так и во времени. За месяц после публикации первых научных данных, собранных телескопом, на портале препринтов появилось уже более 10 научных публикаций, описывающих кандидатов в первых «обитателей» ранней Вселенной. Если измерения верны, то эти галактики существовали всего через 200–300 млн лет после Большого взрыва.

Эти звездные системы расположены гораздо дальше, чем все наблюдаемые ранее объекты Вселенной. Ученые пишут о галактиках с красным смещением от 12 до 17. Но в этом празднике научного торжества есть и ложка дегтя: некоторые исследователи полагают, что возраст объектов может быть искажен и результаты требуют тщательной проверки.

Какая галактика самая далекая?

До запуска космического телескопа «Джеймс Уэбб» в течение долгого времени самой далекой подтвержденной галактикой была GN-z11. Ее открыли в 2016 году при помощи телескопа «Хаббл». Она примерно в 25 раз меньше Млечного Пути и составляет около 1% от его массы. При этом звездообразование в ней протекало в 20 раз активнее.

GN-z11 расположена в созвездии Большая Медведица, и астрофизики оценивают красное смещение в 11,1. Это значит, что мы наблюдаем ее такой, какой она была 13,4 млрд лет назад — всего через 400 лет после Большого взрыва. Поскольку Вселенная постоянно расширяется, галактики в космосе удаляются друг от друга. Поэтому собственное расстояние до GN-z11 составляет около 32 млрд световых лет. 

Еще до запуска нового телескопа весной 2022 года астрофизики объявили об открытии еще более далекого кандидата — HD1. Он был обнаружен с помощью космического телескопа «Субару» и наблюдений наземных обсерваторий. По данным спектроскопии, его красное смещение составляет 13,27, что соответствует расстоянию в 13,5 млрд световых лет. А сама галактика сейчас находится в 33,4 млрд световых лет от Земли.

Всего через неделю после публикации первых данных телескопа «Джеймс Уэбб» исследователи из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики объявили об обнаружении галактики GLASS-z13, красное смещение до которой предварительно оценивается в 13. Это примерно 300 млн лет после Большого взрыва. Еще через неделю поступило сообщение о галактике с красным смещением 14 и даже 16,7. Если это правда, то мы видим эти галактики такими, какими они существовали примерно через 200 млн лет после Большого взрыва.

Правда, все эти результаты предварительные: пока ни одно из этих значений красного смещения не подтверждено. Чтобы установить расстояния до этих галактик, потребуется спектроскопический анализ.

Галактика GN-z11 на снимке телескопа «Хаббл». Изображение: NASA, ESA, P. Oesch (Yale University), G. Brammer (STScI), P. van Dokkum (Yale University), and G. Illingworth (University of California, Santa Cruz)

Как нашли новые галактики?

В своих работах ученые использовали разные методы. Например, астрофизики из Университета Миссури-Колумбия использовали эффект гравитационного линзирования, созданного массивным скоплением галактик SMACS J0723. Массивный объект искажает движение света, увеличивая далекие объекты, как обычная оптическая линза телескопа. С помощью этого метода ученые обнаружили 88 галактик-кандидатов с красным смещением не менее 11. Некоторые из них по оценке исследователей могут иметь красное смещение до 20.

Другие ученые анализировали снимки различных участков неба, на которых не использовался эффект гравитационного линзирования. Эти изображения являются частью исследования Cosmic Evolution Early Release Science (CEERS), которое состоит из снимков 10 различных участков неба, сделанных камерой ближнего инфракрасного диапазона телескопа (NIRCam).

Для подтверждения реального возраста далеких объектов требуется спектроскопический анализ, который расщепляет свет от объекта на спектр. Для этого ученые будут использовать спектрограф ближнего инфракрасного диапазона телескопа «Джеймс Уэбб» (NIRSpec), а также прибор среднего инфракрасного диапазона космического телескопа (MIRI).

Эффект гравитационного линзирования на снимке скопления SMACS J0723. Изображение: NASA, ESA, CSA, and STScI

Что такое красное смещение?

При исследовании ранней Вселенной основной показатель, который используют ученые, — это красное смещение. Оно помогает понять, насколько быстро объект удаляется от нас. Подобно тому, как сигнал паровоза или корабля звучит ниже, когда они движутся от наблюдателя, световая волна от удаляющегося объекта тоже изменяется.

Вселенная постоянно расширяется, а значит, далекие галактики движутся прочь от Земли. При красном смещении электромагнитное излучение от удаляющегося объекта увеличивает длину волны. Это значит, что все детали спектра сдвигаются в сторону красного участка. 

Чем дальше галактика, тем раньше мы ее видим и тем больше ее свет растянулся из-за расширения Вселенной. В результате синий и ультрафиолетовый свет от горячих молодых звезд через 13,5 млрд лет кажется нам инфракрасным. 

Телескоп «Джеймс Уэбб» оборудован чувствительными приборами, которые фиксируют излучения в различных участках инфракрасного диапазона и именно поэтому могут уловить излучение ранней Вселенной.

Красное и синее смещение. Изображение: Aleš Tošovský, CC BY-SA 3.0, via Wikimedia Commons

Почему первые результаты могут быть ошибочными?

Предварительные исследования основаны на одиночных наблюдениях и могут быть неточными. Например, пыльные галактики со звездообразованием, существовавшие через млрд лет после Большого взрыва, могут маскироваться под рекордно далекие. А кроме того, свет, испущенный галактиками, может быть искажен другими объектами.

Например, основываясь на том, насколько красной галактика CEERS-DSFG-1 кажется на изображениях телескопа «Джеймс Уэбб», астрономы определили красное смещение от 17 до 18. Это означает, что мы видим ее через 220 млн лет после Большого взрыва. Однако японские астрономы использовали субмиллиметровый телескоп NOEMA, чтобы найти эту же галактику и показать, что в ней содержится огромное количество пыли.

Пыль поглощает более короткие и голубые волны звездного света, пропуская более длинные и красные. Это означает, что при визуальном наблюдении с Земли такая галактика будет казаться более красной. Скорректировав результаты наблюдений с учетом влияния пыли ученые показали, что реальное красное смещение составляет всего около 5. А это значит, что галактика видна через 1,3 млрд лет после Большого взрыва.

Галактика CEERS-DSFG-1 на снимке телескопа «Джеймс Уэбб» с наблюдениями NOEMA, наложенными поверх него в виде контурных линий. Справа показано, как кандидат выглядит при просмотре через разные фильтры: он не обнаруживается в фильтрах с более короткой длиной волны, но становится более заметным в более красных фильтрах. Изображение: J. Zavala et al.

К похожим результатам пришли исследователи, изучавшие галактику-кандидата CEERS-1749. Они назвали свое открытие — галактикой Шредингера. Все дело в том, что красное смещение для нее может быть равно или 5, или 17. Если речь идет об отдельной далекой галактике, то это одна из самых далеких известных подобных систем, а если она является частью кластера, то речь снова идет о миллиарде лет после Большого взрыва. Все станет ясно после новых исследований.

Вне зависимости от того, будут ли подтверждены заявленные рекорды, новые открытия внесут существенный вклад в понимание процессов развития ранней Вселенной. Даже «близкие» далекие галактики с красным смещением около 5 открывают новые данные.

Межзвездная пыль — побочный продукт цикла рождения и смерти звезд. Чтобы повлиять на красное смещение, такой пыли должно быть очень много. А это значит, что в таких галактиках должно происходить крайне интенсивное звездообразование. Ранее ученые не знали о подобных процессах.

Большое количество далеких галактик из разных периодов жизни Вселенной поможет понять, как формировались и развивались первые звездные системы.

Читать далее:

«Джеймс Уэбб» прислал фото столкновения двух огромных галактик

«Бесполезная» бактерия на Земле обеспечит жизнь колонизаторам Марса

На пирамиде в Китае нашли портрет «царя предков». Он правил более 4 000 лет назад

Источник

Добавить комментарий