Sterrekunde

Verhouding tussen Hubble-paramater en absolute omvang

Verhouding tussen Hubble-paramater en absolute omvang


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.

Ek het 'n stel data wat die grootte van 'n ster en die rooi verskuiwing daarvan is. Is daar enige manier om die waarde van die hubble-parameter te bereken gegewe die grootte en rooi verskuiwing?


Kan wees. Om die Hubble-konstante (H = v / d) te bereken, moet u die snelheid (v≈c * z) en die afstand van 'n ver voorwerp (of eerder soveel as moontlik voorwerpe) ken. Die snelheid van hierdie voorwerpe moet oorheers word deur die uitbreiding van die heelal. Sterre in ons plaaslike groep wat steeds deur swaartekrag aan ons verbind is, sal nie werk nie. Dus, solank die sterre wat u gebruik nie regtig helder of selfs supernovas in sterrestelsels in die verte is nie, is daar geen manier om die Hubble konstant te kry nie. As u sterre egter ver genoeg weg is, het u nog steeds afstand. Dit kan u doen met die afstandsmodus, dit wil sê, die verskil tussen die absolute en die skynbare grootte:

m-M = 5 log (d) -5

Gestel die sterre is dus verre sterre waarvoor u ook hul skynbare omvang ken (byvoorbeeld Cepheid-veranderlikes), dan kan u H. bereken. As dit net willekeurige sterre is, dan nie.


Omvang (sterrekunde)

In sterrekunde, grootte is 'n eenheidlose maatstaf van die helderheid van 'n voorwerp in 'n gedefinieerde slaagband, dikwels in die sigbare of infrarooi spektrum, maar soms oor alle golflengtes. Hipparchus het in die antieke tyd 'n onakkurate, maar stelselmatige bepaling van die grootte van voorwerpe ingestel.

  • Bo: Ligbronne van verskillende groottes. 'N Baie helder satellietgloed kan in die naghemel gesien word.
  • Onder: die Hubble Ultra-Deep Field-voorwerpe het so flou soos die dertigste grootte opgespoor (links). Komeet Borrelly, die kleure vertoon die helderheid van drie orde (regs).

Die skaal is logaritmies en sodanig gedefinieer dat elke stap van een grootte die helderheid verander deur 'n faktor van die vyfde wortel van 100, of ongeveer 2.512. 'N Ster van 1 is byvoorbeeld presies 100 keer helderder as 'n ster van 6. Hoe helderder 'n voorwerp verskyn, hoe laer is die grootte daarvan, met die helderste voorwerpe wat negatiewe waardes bereik.

Sterrekundiges gebruik twee verskillende definisies van grootte: skynbare grootte en absolute grootte. Die oënskynlike grootte (m) is die helderheid van 'n voorwerp soos dit in die naghemel van die aarde af verskyn. Die skynbare grootte hang af van die intrinsieke helderheid van die voorwerp, die afstand en die uitsterwing wat die helderheid verminder. Die absoluut magnitude (M) beskryf die intrinsieke helderheid wat deur 'n voorwerp uitgestraal word en word gedefinieer as gelyk aan die skynbare grootte wat die voorwerp sou hê as dit op 'n sekere afstand van die aarde geplaas word, 10 parsek vir sterre. 'N Meer komplekse definisie van absolute grootte word gebruik vir planete en klein sonnestelselliggame, gebaseer op die helderheid daarvan by een astronomiese eenheid van die waarnemer en die son.

Die son het 'n skynbare magnitude van -27 en Sirius, die helderste sigbare ster aan die naghemel, -1,46. Skynbare groottes kan ook toegeken word aan kunsmatige voorwerpe in 'n baan om die aarde, terwyl die Internasionale Ruimtestasie (ISS) soms 'n magnitude van -6 bereik.


Ontdekking deur Hubble

Die konstante is die eerste keer voorgestel deur Edwin Hubble (die naamgenoot vir die Hubble-ruimteteleskoop). Hubble was 'n Amerikaanse sterrekundige wat sterrestelsels bestudeer het, veral dié wat ver van ons af is.

In 1929 en mdash, gebaseer op 'n besef van die sterrekundige Harlow Shapley, lyk dit of sterrestelsels van die Melkweg af wegbeweeg en mdash Hubble het bevind dat hoe verder hierdie sterrestelsels van die aarde af is, hoe vinniger lyk dit volgens NASA.

Terwyl wetenskaplikes toe die verskynsel verstaan ​​het as sterrestelsels wat van mekaar af wegbeweeg, weet sterrekundiges vandag dat wat eintlik waargeneem word, die uitbreiding van die heelal is. Maak nie saak waar u in die kosmos is nie, u sal dieselfde verskynsel op dieselfde snelheid sien gebeur.

Hubble se aanvanklike berekeninge is deur die jare verfyn, aangesien meer en meer sensitiewe teleskope gebruik is om die metings te maak, waaronder Hubble en Gaia (wat 'n soort veranderlike ster genaamd Cepheid-veranderlikes ondersoek het) en ander teleskope wat die konstante ekstrapoleer op grond van metings. van die kosmiese mikrogolf-agtergrond & mdash 'n konstante agtergrondtemperatuur in die heelal wat soms die 'nagloed' van die oerknal genoem word. [Infographic: Kosmiese mikrogolfagtergrond verduidelik]


Helderheid en grootte

Sterrekundiges hou die helderheid van voorwerpe en hul afstand dop deur hulle 'n waarde te gee wat ons grootte noem. Die vergelyking wat grootte bepaal, is,

Let op die negatiewe teken, dus is die grootte op 'n omgekeerde skaal. Dit beteken dat 'n regtig helder ster 'n sterkte van -10 kan hê, terwyl 'n dowwe ster 'n sterkte van 25 mag hê. Daar is ook twee verskillende soorte grootte. Daar is skynbare grootte (m) en absolute grootte (M). Skynbare grootte stem ooreen met die grootte (helderheid) wat vanaf die aarde gesien word. Absolute grootte is die grootte wat die voorwerp sou hê as dit 10 parsek weg was. 'N Parsek is nog 'n meting van afstand wat sterrekundiges opstel. Een parsek is ongeveer 31 biljoen kilometer daarvandaan. Die afleiding van die parsec is interessant, maar nie nuttig in ons aktiwiteit nie. Die absolute grootte is basies 'n manier om die helderheid van baie voorwerpe op dieselfde afstand te vergelyk. Behalwe dat dit op 'n omgekeerde skaal is, is die grootte ook op 'n logskaal. Elke stap is 10 0,2 verskil in helderheid. Deur die absolute en skynbare grootte te ken, kan ons die afstand van 'n sterrestelsel bepaal.

Oorspronklik is die grootte redelik subjektief gemeet. Namate die tegnologie toegeneem het, het ons spektra's van sterre, sterrestelsels en ander hemelse voorwerpe begin neem. Deur die Sloan Digital Sky Survey (SDSS) is daar spektrums bekend vir duisende sterrestelsels. Sodra ons die skynbare grootte van die spektrum af het en 'n absolute grootte van die voorwerp definieer, kan ons die 1 / r 2-wet gebruik om d te bereken. Die vergelyking is

As u algebra-vaardighede moet opdoen of net wiskundige afleidings wil sien, klik hier vir die volledige uiteensetting hiervan.

Hieronder is die skakel om vryelik deur voorwerpe in die lug vanaf SDSS te navigeer.

  • Aanwysings vir die gebruik van die navigasie-instrument op SDSS - Nadat u die navigasie-instrument oopgemaak het, is daar opsies aan die linkerkant om verskillende eienskappe te sien. As u op & quotobjects with spectra klik, & quot, sal SDSS outomaties voorwerpe met bekende spektrale data met 'n rooi blokkie omskryf. Gebruik die navigasietoetse om 'n voorwerp te vind met 'n rooi blokkie om en klik daarop. Aan die regterkant het u die opsie om vinnig en vinnig na die voorwerp te kyk. Klik op die knoppie & quotquick look & quot en 'n nuwe venster moet oopgaan. Aan die linkerkant is daar 'n lys van groottes, en aan die regterkant is die spektrale grafiek. Vir ons aktiwiteit gebruik ons ​​die grootte & quotr & quot, gemeet deur die & quotr & quot filter op die teleskoop. 'N Paar prettige aktiwiteite wat u kan doen met die navigasie-instrument op Sky Server, kan wees om sterrestelsels met spesifieke & quotr & quot-waardes te vind of om na iets plesiers te soek deur foto's van die hte sky.

Inhoud

'N Dekade voordat Hubble sy waarnemings gemaak het, het 'n aantal fisici en wiskundiges 'n konsekwente teorie van 'n uitbreidende heelal daargestel deur Einstein se veldvergelykings van algemene relatiwiteit te gebruik. Die toepassing van die algemeenste beginsels op die aard van die heelal het 'n dinamiese oplossing opgelewer wat bots met die destydse idee van 'n statiese heelal.

Slipher se waarnemings Edit

In 1912 het Vesto Slipher die eerste Doppler-verskuiwing van 'n 'spiraalnevel' (die verouderde term vir spiraalvormige sterrestelsels) gemeet en vinnig ontdek dat byna al sulke newels van die aarde af was. Hy het die kosmologiese implikasies van hierdie feit nie begryp nie, en destyds was dit hoogs omstrede of hierdie newels buite die Melkweg 'eilande' was. [19] [20]

FLRW vergelykings Edit

In 1922 het Alexander Friedmann sy Friedmann-vergelykings afgelei van Einstein se veldvergelykings, wat aantoon dat die heelal teen 'n tempo bereken deur die vergelykings kan uitbrei. [21] Die parameter wat Friedmann gebruik, staan ​​vandag bekend as die skaalfaktor en kan beskou word as 'n skaal-onveranderlike vorm van die eweredigheidskonstante van die wet van Hubble. Georges Lemaître het onafhanklik 'n soortgelyke oplossing gevind in sy 1927-artikel wat in die volgende afdeling bespreek is. Die Friedmann-vergelykings word afgelei deur die metrieke vir 'n homogene en isotropiese heelal in Einstein se veldvergelykings vir 'n vloeistof met 'n gegewe digtheid en druk in te voeg. Hierdie idee van 'n uitbreiding van die ruimtetyd sou uiteindelik lei tot die Big Bang en Steady State-teorieë oor kosmologie.

Lemaître se vergelyking Edit

In 1927, twee jaar voordat Hubble sy eie artikel gepubliseer het, was die Belgiese priester en sterrekundige Georges Lemaître die eerste wat navorsing gepubliseer het op grond van wat nou bekend staan ​​as die wet van Hubble. Volgens die Kanadese sterrekundige Sidney van den Bergh, 'is die ontdekking van die uitbreiding van die heelal in 1927 deur Lemaître in Frans in 'n tydskrif met 'n lae impak gepubliseer. In die Engelse vertaling van hierdie artikel met 'n groot impak in 1931 is 'n kritiese vergelyking verander deur verwysing na wat nou bekend staan ​​as die Hubble-konstante, weg te laat. " [22] Dit is nou bekend dat die veranderinge in die vertaalde artikel deur Lemaître self uitgevoer is. [10] [23]

Vorm van die heelal Redigeer

Voor die koms van die moderne kosmologie is daar aansienlik gepraat oor die grootte en vorm van die heelal. In 1920 het die Shapley – Curtis-debat plaasgevind tussen Harlow Shapley en Heber D. Curtis oor hierdie kwessie. Shapley betoog vir 'n klein heelal so groot soos die Melkwegstelsel, en Curtis het aangevoer dat die heelal veel groter was. Die kwessie is in die komende dekade opgelos met die verbeterde waarnemings van Hubble.

Cepheid veranderlike sterre buite die Melkweg Edit

Edwin Hubble het die meeste van sy professionele astronomiese waarnemingswerk gedoen by Mount Wilson Observatory, [24], die tuiste van die destydse wêreld se magtigste teleskoop. Sy waarnemings van Cepheid-veranderlike sterre in 'spiraalnevel' het hom in staat gestel om die afstande na hierdie voorwerpe te bereken. Verrassend genoeg is daar gevind dat hierdie voorwerpe op afstande was wat dit goed buite die Melkweg geplaas het. Hulle is steeds geroep newels, en dit was net geleidelik dat die term sterrestelsels vervang het.

Rooi verskuiwings te kombineer met afstandmetings

Die parameters wat in Hubble se wet voorkom, snelhede en afstande, word nie direk gemeet nie. In werklikheid bepaal ons byvoorbeeld 'n supernova-helderheid wat inligting gee oor sy afstand en die rooi verskuiwing Z = ∆λ/λ van sy spektrum van bestraling. Hubble het die helderheid en parameter gekorreleer Z.

Deur sy meting van sterrestelsels met Vesto Slipher en Milton Humason se metings van die rooi verskuiwings wat verband hou met die sterrestelsels te kombineer, het Hubble 'n growwe proporsionaliteit tussen rooi verskuiwing en 'n afstand ontdek. Alhoewel daar 'n aansienlike verspreiding was (wat nou bekend is as gevolg van eienaardige snelhede - die 'Hubble-stroom' word gebruik om die gebied van die ruimte ver genoeg uit te dui, sodat die resessiesnelheid groter is as plaaslike eienaardige snelhede), kon Hubble 'n teken tendenslyn van die 46 sterrestelsels wat hy bestudeer het en 'n waarde vir die Hubble-konstante van 500 km / s / Mpc (baie hoër as die huidige aanvaarde waarde as gevolg van foute in sy afstandskalibrasies, sien kosmiese afstandsleer vir besonderhede).

Ten tye van die ontdekking en ontwikkeling van die wet van Hubble, was dit aanvaarbaar om die verskuiwing van rooi verskuiwing as 'n Doppler-verskuiwing in die konteks van spesiale relatiwiteit te verklaar, en die Doppler-formule te gebruik om rooi verskuiwing te assosieer. Z met snelheid. In die konteks van algemene relatiwiteit hang die snelheid tussen voorwerpe ver van die keuse van die koördinate af, en daarom kan die rooi verskuiwing ewe beskryf word as 'n Doppler-skuif of 'n kosmologiese skuif (of gravitasie) as gevolg van die uitbreidende ruimte, of 'n mate van kombinasie van die twee. [28]

Hubble-diagram Wysig

Die wet van Hubble kan maklik uitgebeeld word in 'n 'Hubble-diagram' waarin die snelheid (aangeneem ongeveer eweredig aan die rooi verskuiwing) van 'n voorwerp geteken word met betrekking tot die afstand daarvan tot die waarnemer. [29] 'n Reguit lyn met positiewe helling op hierdie diagram is die visuele uitbeelding van die wet van Hubble.

Kosmologiese konstante verlate Edit

Nadat Hubble se ontdekking gepubliseer is, het Albert Einstein sy werk op die kosmologiese konstante laat vaar, wat hy ontwerp het om sy vergelykings van algemene relatiwiteit te verander om hulle in staat te stel om 'n statiese oplossing te produseer, wat volgens hom die regte toestand van die heelal was. Die Einstein-vergelykings het in hul eenvoudigste vormmodel 'n uitbreidende of saamtrekkende heelal gegenereer, en Einstein se kosmologiese konstante is dus kunsmatig geskep om die uitbreiding of inkrimping teen te werk om 'n perfekte statiese en plat heelal te kry. [30] Na die ontdekking van Hubble dat die heelal in werklikheid besig was om uit te brei, noem Einstein sy foutiewe aanname dat die heelal staties sy "grootste fout" is. [30] Op sy eie kan algemene relatiwiteit die uitbreiding van die heelal voorspel, wat (deur waarnemings soos die buiging van lig deur groot massas, of die neerslag van die wentelbaan van Mercurius) eksperimenteel waargeneem en met sy teoretiese berekeninge kon vergelyk word. gebruik spesifieke oplossings van die vergelykings wat hy oorspronklik geformuleer het.

In 1931 het Einstein 'n reis na Mount Wilson Observatory onderneem om Hubble te bedank vir die waarnemingsgrondslag vir moderne kosmologie. [31]

Die kosmologiese konstante het die afgelope dekades weer aandag gekry as 'n hipotese vir donker energie. [32]

Die ontdekking van die lineêre verband tussen rooiverskuiwing en afstand, tesame met 'n vermeende lineêre verband tussen resessiesnelheid en rooiverskuiwing, lewer 'n reguit wiskundige uitdrukking vir die wet van Hubble soos volg:

  • v < displaystyle v> is die resessiesnelheid, tipies uitgedruk in km / s.
  • H0 is Hubble se konstante en stem ooreen met die waarde van H < displaystyle H> (dikwels die genoem Hubble-parameter wat 'n waarde is wat afhanklik is van tyd en wat uitgedruk kan word in terme van die skaalfaktor) in die Friedmann-vergelykings wat geneem is tydens die waarneming wat deur die subteken aangedui word 0. Hierdie waarde is dieselfde gedurende die hele heelal vir 'n gegewe tyd om te kom.
  • D < displaystyle D> is die regte afstand (wat met verloop van tyd kan verander, in teenstelling met die beweegafstand, wat konstant is) vanaf die sterrestelsel tot die waarnemer, gemeet in megaparsek (Mpc), in die 3-ruimte gedefinieër deur gegewe kosmologiese tyd . (Resessiesnelheid is net v = dD / dt).

Hubble se wet word beskou as 'n fundamentele verband tussen resessiesnelheid en afstand. Die verband tussen resessiesnelheid en rooiverskuiwing hang egter af van die kosmologiese model wat aangeneem is en is nie vasgestel nie, behalwe vir klein rooiverskuiwings.

Vir afstande D groter as die radius van die Hubble-bol rHS , gaan voorwerpe vinniger terug as die ligspoed (Sien Gebruik die regte afstand vir die bespreking van die belangrikheid hiervan):

Aangesien die Hubble 'konstante' slegs 'n konstante in die ruimte is, nie in die tyd nie, kan die radius van die Hubble-sfeer oor verskillende tydintervalle toeneem of afneem. Die subteken '0' dui die waarde van die Hubble-konstante aan. [25] Huidige bewyse dui daarop dat die uitbreiding van die heelal versnel (sien Versnelde heelal), wat beteken dat die resessiesnelheid dD / dt vir enige gegewe sterrestelsel mettertyd toeneem namate die sterrestelsel na groter en groter afstande beweeg, daar word egter gedink dat die Hubble-parameter mettertyd afneem, wat beteken dat as ons sou kyk na sommige vasgestel afstand D en kyk hoe 'n reeks verskillende sterrestelsels daardie afstand verbygaan, later sal sterrestelsels daardie afstand met 'n kleiner snelheid as vroeër beweeg. [34]

Redshift snelheid en resessionele snelheid Edit

Rooiverskuiwing kan gemeet word deur die golflengte van 'n bekende oorgang, soos waterstof α-lyne vir verre kwasars, te bepaal en die breukverskuiwing te vind in vergelyking met 'n stilstaande verwysing. Roodverskuiwing is dus 'n ondubbelsinnige hoeveelheid vir eksperimentele waarneming. Die verband tussen rooiverskuiwing en resessiesnelheid is 'n ander saak. Vir 'n uitgebreide bespreking, sien Harrison. [35]

Redshift snelheid Redigeer

Die rooi verskuiwing Z word dikwels beskryf as 'n rooi skuifsnelheid, wat die resessiesnelheid is wat dieselfde rooi verskuiwing sal lewer as dit word veroorsaak deur 'n lineêre Doppler-effek (wat egter nie die geval is nie, aangesien die verskuiwing deels deur 'n kosmologiese uitbreiding van die ruimte veroorsaak word, en omdat die betrokke snelhede te groot is om 'n nie-relativistiese formule vir Doppler-verskuiwing te gebruik ). Hierdie rooiverskuiwingsnelheid kan die ligspoed maklik oorskry. [36] Met ander woorde, om die rooiverskuiwingsnelheid te bepaal vrs, die verband:

is gebruik. [37] [38] Dit wil sê, daar is geen wesenlike verskil nie tussen rooiverskuiwingsnelheid en rooiverskuiwing: hulle is rigied eweredig en word nie deur enige teoretiese redenasie verwant nie. Die motivering agter die "rooi skuifsnelheid" terminologie is dat die rooiverskuiwingsnelheid ooreenstem met die snelheid vanuit 'n lae-snelheid vereenvoudiging van die sogenaamde Fizeau-Doppler formule. [39]

Hier, λo, λe is onderskeidelik die waargenome en uitgestraalde golflengtes. Die "rooi skuifsnelheid" vrs hou egter nie so eenvoudig verband met werklike snelheid teen groter snelhede nie, en hierdie terminologie lei tot verwarring as dit as 'n werklike snelheid geïnterpreteer word. Vervolgens word die verband tussen rooi- of rooiverskuiwing en resessiesnelheid bespreek. Hierdie bespreking is gebaseer op Sartori. [40]

Resessiesnelheid Wysig

Veronderstel R (t) word die genoem skaal faktor van die heelal, en neem toe namate die heelal uitbrei op 'n manier wat afhang van die gekose kosmologiese model. Die betekenis daarvan is dat alle regte afstande gemeet word D (t) tussen bewegende punte proporsioneel toeneem tot R. (Die bewegende punte beweeg nie relatief tot mekaar nie, behalwe as gevolg van die uitbreiding van die ruimte.) Met ander woorde:

waar t0 is 'n verwysingstyd. As daar destyds lig uit 'n sterrestelsel uitgestraal word te en deur ons ontvang by t0, word dit rooi verskuif weens die uitbreiding van die ruimte, en hierdie rooi verskuiwing Z is eenvoudig:

Gestel 'n sterrestelsel is op afstand D, en hierdie afstand verander mettertyd teen 'n tempo dtD. Ons noem hierdie tempo van resessie die "resessiesnelheid" vr:

Ons definieer die Hubble-konstante nou as

en ontdek die Hubble-wet:

Vanuit hierdie perspektief is die wet van Hubble 'n fundamentele verband tussen (i) die resessiesnelheid wat deur die uitbreiding van die ruimte bygedra word en (ii) die afstand tot 'n voorwerp, die verband tussen rooiverskuiwing en afstand is 'n kruk wat gebruik word om Hubble se wet met waarnemings te verbind. Hierdie wet kan met rooiverskuiwing verband hou Z ongeveer deur 'n Taylor-reeks uit te brei:

As die afstand nie te groot is nie, word alle ander komplikasies van die model klein regstellings, en die tydsinterval is bloot die afstand gedeel deur die snelheid van die lig:

Volgens hierdie benadering is die verhouding cz = vr is 'n benadering geldig by lae rooi verskuiwings, vervang deur 'n relasie by groot rooi verskuiwings wat afhanklik is van die model. Sien figuur snelheid-rooi skuif.

Waarneembaarheid van parameters Redigeer

Streng gesproke ook nie v ook nie D in die formule direk waarneembaar is, omdat dit eienskappe is nou van 'n sterrestelsel, terwyl ons waarnemings in die verlede na die sterrestelsel verwys, toe die lig wat ons tans sien dit verlaat het.

Vir relatief nabygeleë sterrestelsels (rooi verskuiwing Z veel minder as eenheid), v en D sal nie veel verander het nie, en v kan geskat word met behulp van die formule v = z c < displaystyle v = zc> waar c is die snelheid van die lig. Dit gee die empiriese verband wat Hubble gevind het.

Vir sterrestelsels in die verte, v (of D) kan nie bereken word nie Z sonder om 'n gedetailleerde model vir hoe te spesifiseer H verander met tyd. Die rooi verskuiwing hou nie eers direk verband met die resessiesnelheid op die oomblik dat die lig uitgaan nie, maar dit het 'n eenvoudige interpretasie: (1 + z) is die faktor waardeur die heelal uitgebrei het terwyl die foton na die waarnemer beweeg het.

Uitbreidingsnelheid versus relatiewe snelheid

By die gebruik van Hubble se wet om afstande te bepaal, kan slegs die snelheid as gevolg van die uitbreiding van die heelal gebruik word. Aangesien sterrestelsels met gravitasiewaarde relatief tot mekaar beweeg, onafhanklik van die uitbreiding van die heelal, [42], moet hierdie relatiewe snelhede, genaamd eienaardige snelhede, in berekening gebring word by die toepassing van die wet van Hubble.

Die Finger of God-effek is een gevolg van hierdie verskynsel. In swaartekraggebonde stelsels, soos sterrestelsels of ons planetêre stelsel, is die uitbreiding van die ruimte 'n baie swakker effek as die aantreklike swaartekrag.

Tydafhanklikheid van Hubble-parameter Wysig

Op die definisie van die parameter sonder vertraging

Hieruit kan gesien word dat die Hubble-parameter mettertyd afneem, tensy q & lt - 1 < displaystyle q & lt-1> laasgenoemde slegs kan voorkom as die heelal fantoomenergie bevat, wat as teoreties ietwat onwaarskynlik beskou word.

Hubble se wet geïdealiseer Redigeer

Die wiskundige afleiding van 'n geïdealiseerde wet van Hubble vir 'n eenvormig uitbreidende heelal is 'n redelike elementêre stelling van meetkunde in 'n driedimensionele Cartesiese / Newtoniaanse koördinaatruimte, wat, as 'n metrieke ruimte beskou, heeltemal homogeen en isotroop is (eienskappe verskil nie met die ligging nie) of rigting). Die stelling is eenvoudig:

Enige twee punte wat van die oorsprong af wegbeweeg, elkeen langs reguit lyne en met 'n snelheid wat eweredig is aan die afstand van die oorsprong, sal van mekaar af beweeg met 'n snelheid wat eweredig is aan hul afstand.

Dit geld in werklikheid vir nie-Cartesiese ruimtes solank hulle plaaslik homogeen en isotroop is, spesifiek vir die negatief en positief geboë ruimtes wat dikwels as kosmologiese modelle beskou word (sien vorm van die heelal).

'N Waarneming wat spruit uit hierdie stelling is dat die sien van voorwerpe van ons afneem op aarde nie 'n aanduiding is dat die aarde naby 'n sentrum is waarvandaan die uitbreiding plaasvind nie, maar eerder dat elke waarnemer in 'n uitbreidende heelal sal voorwerpe sien terugtrek.

Uiteindelike lot en ouderdom van die heelal

Die waarde van die Hubble-parameter verander met verloop van tyd, óf stygend óf afneem, afhangende van die waarde van die sogenaamde vertragingsparameter q < displaystyle q>, wat gedefinieer word deur

In 'n heelal met 'n vertragingsparameter gelyk aan nul, volg dit H = 1/t, waar t is die tyd sedert die oerknal. 'N Nie-nul, tydafhanklike waarde van q < displaystyle q> vereis bloot die integrasie van die Friedmann-vergelykings agteruit vanaf die huidige tyd tot die tyd toe die naderende horisongrootte nul was.

Daar is lank gedink dat q was positief, wat daarop dui dat die uitbreiding vertraag as gevolg van aantrekkingskrag vir swaartekrag. Dit sou impliseer dat 'n ouderdom van minder as 1 /H (wat ongeveer 14 miljard jaar is). Byvoorbeeld, 'n waarde vir q van 1/2 (eens deur die meeste teoretici bevoordeel) sou die ouderdom van die heelal as 2 / (3 gee)H). Die ontdekking in 1998 dat q blykbaar negatief is, beteken dat die heelal eintlik ouer as 1 kan weesH. Skattings van die ouderdom van die heelal is egter baie naby aan 1 /H.

Olbers se paradoks Redigeer

Die uitbreiding van die ruimte, opgesom deur die Big Bang-interpretasie van die wet van Hubble, is relevant vir die ou raaisel, bekend as Olbers se paradoks: as die heelal oneindig groot, staties en gevul was met 'n eenvormige verdeling van sterre, dan is elke siglyn in die lug sou op 'n ster eindig en die lug so helder soos die oppervlak van 'n ster. Die naghemel is egter grotendeels donker. [43] [44]

Sedert die 17de eeu het sterrekundiges en ander denkers baie moontlike maniere voorgestel om hierdie paradoks op te los, maar die huidige aanvaarde resolusie hang deels af van die Big Bang-teorie en deels van die Hubble-uitbreiding: in 'n heelal wat vir 'n beperkte hoeveelheid bestaan van tyd het net die lig van 'n eindige aantal sterre genoeg tyd gehad om ons te bereik, en die paradoks is opgelos. Boonop, in 'n uitbreidende heelal, verval voorwerpe van ons af, wat veroorsaak dat die lig wat daaruit voortspruit, rooi verskuif word en in helderheid verminder teen die tyd dat ons dit sien. [43] [44]

Dimensielose Hubble konstante Wysig

In plaas daarvan om met Hubble se konstante te werk, is 'n algemene gebruik om die dimensielose Hubble-konstante, gewoonlik aangedui deur h, en om Hubble se konstante te skryf H0 as h × 100 km s −1 Mpc −1, al die relatiewe onsekerheid van die ware waarde van H0 word dan verplaas na h. [45] Die dimensielose Hubble-konstante word dikwels gebruik as u afstande gee wat bereken word uit rooiverskuiwing Z gebruik die formule dc / H0 × Z . Sedert H0 is nie presies bekend nie, word die afstand uitgedruk as:

Met ander woorde, een bereken 2998 × z en een gee die eenhede as Mpc h - 1 < displaystyle < text> h ^ <-1>> of h - 1 Mpc. < displaystyle h ^ <-1> < text >.>

Soms kan 'n ander verwysingswaarde as 100 gekies word, in welke geval 'n intekenaar daarna aangebied word h om verwarring te voorkom bv. h70 dui op H 0 = 70 h 70 < displaystyle H_ <0> = 70 , h_ <70>> km s −1 Mpc −1, wat impliseer h 70 = h / 0.7 < displaystyle h_ <70> = h / 0.7 >.

Dit moet nie verwar word met die dimensielose waarde van Hubble se konstante nie, gewoonlik uitgedruk in terme van Planck-eenhede, verkry deur vermenigvuldig H0 by 1,75 × 10 −63 (uit definisies van parsec en tP), byvoorbeeld vir H0= 70, word 'n Planck-weergawe van 1.2 × 10 61 verkry.

Die waarde van die Hubble-konstante word geskat deur die rooi verskuiwing van sterrestelsels in die verte te meet en dan die afstande daarheen te bepaal volgens 'n ander metode as die wet van Hubble. Hierdie benadering vorm deel van die kosmiese afstandsleer vir die meet van afstande tot ekstragalaktiese voorwerpe. Onsekerhede in die fisiese aannames wat gebruik word om hierdie afstande te bepaal, het verskillende beramings van die Hubble-konstante veroorsaak. [2]

Die waarnemings van die sterrekundige Walter Baade het daartoe gelei dat hy verskillende "populasies" vir sterre definieer (Bevolking I en Bevolking II). Dieselfde waarnemings het hom laat ontdek dat daar twee soorte Cepheid-veranderlike sterre is. Met behulp van hierdie ontdekking herbereken hy die grootte van die bekende heelal en verdubbel die vorige berekening wat Hubble in 1929 gemaak het. [47] [48] [49] Hy het hierdie bevinding tot groot verbasing aangekondig tydens die 1952-vergadering van die Internasionale Astronomiese Unie in Rome.

In Oktober 2018 het wetenskaplikes 'n nuwe derde manier aangebied (twee vroeëre metodes, een gebaseer op rooiverskuiwings en 'n ander op die kosmiese afstandsleer, het resultate gegee wat nie ooreenstem nie) deur inligting uit gravitasiegolfgebeurtenisse te gebruik (veral dié wat die samesmelting van neutronsterre behels. , soos GW170817), om die Hubble-konstante te bepaal. [50] [51]

In Julie 2019 het sterrekundiges gerapporteer dat 'n nuwe metode voorgestel word om die Hubble-konstante te bepaal en die teenstrydigheid van vroeëre metodes op te los, gebaseer op die samesmelting van pare neutronsterre, na die opsporing van die samesmelting van neutronsterre met GW170817, 'n gebeurtenis bekend as 'n donker sirene. [52] [53] Hul meting van die Hubble-konstante is 73,3 +5,3
−5,0 (km / s) / Mpc. [54]

Ook in Julie 2019 het sterrekundiges 'n ander nuwe metode gerapporteer, met behulp van data van die Hubble-ruimteteleskoop en gebaseer op afstande tot rooi reuse-sterre, bereken met behulp van die punt van die rooi-reuse-tak (TRGB) -afstandaanwyser. Hul meting van die Hubble-konstante is 69,8 +1,9
-1,9 (km / s) / Mpc. [55] [56] [57]

Vroeëre metings- en besprekingsbenaderings

Die grootste deel van die tweede helfte van die 20ste eeu is die waarde van H 0 < displaystyle H_ <0>> geskat op tussen 50 en 90 (km / s) / Mpc.

Die waarde van die Hubble-konstante was die onderwerp van 'n lang en taamlike bittere kontroversie tussen Gérard de Vaucouleurs, wat beweer dat die waarde ongeveer 100 was, en Allan Sandage, wat beweer dat die waarde naby 50 was. [58] In 1996 is 'n debat gemodereer deur John Bahcall tussen Sidney van den Bergh en Gustav Tammann is op soortgelyke wyse gehou as die vorige Shapley – Curtis-debat oor hierdie twee mededingende waardes.

Hierdie voorheen groot afwyking in beramings is gedeeltelik opgelos met die bekendstelling van die ΛCDM-model van die heelal in die laat 1990's. Met die ΛCDM-model waarnemings van hoë-rooiverskuiwingsgroepe by X-straal- en mikrogolfgolflengtes met behulp van die Sunyaev-Zel'dovich-effek, het metings van anisotropieë in die kosmiese mikrogolfagtergrondstraling en optiese opnames 'n waarde van ongeveer 70 vir die konstante gegee. [ aanhaling nodig ]

Meer onlangse metings van die Planck-missie wat in 2018 gepubliseer is, dui op 'n laer waarde van 67,66 ± 0,42, hoewel, nog meer onlangs, in Maart 2019, 'n hoër waarde van 74,03 ± 1,42 bepaal is met behulp van 'n verbeterde prosedure met die Hubble-ruimteteleskoop. [59] Die twee metings stem nie saam op die 4.4σ vlak, buite 'n aanneemlike vlak van kans nie. [60] Die resolusie tot hierdie meningsverskil is 'n voortdurende navorsingsgebied. [61]

Kyk na onderstaande tabel vir baie onlangse en ouer metings.

Versnelling van die uitbreiding

'N Waarde vir q < displaystyle q> gemeet aan standaard kerswaarnemings van Type Ia-supernovas, wat in 1998 as negatief bepaal is, het baie sterrekundiges verras met die implikasie dat die uitbreiding van die heelal tans "versnel" [62] (hoewel die Hubble-faktor neem mettertyd steeds af, soos hierbo genoem in die afdeling Interpretasie, sien die artikels oor donker energie en die ΛCDM-model).

Materie-oorheersde heelal (met 'n kosmologiese konstante) Edit

Materie- en donker-energie-gedomineerde heelal

As die heelal materie-gedomineer is en donker-energie-gedomineerd is, sal bogenoemde vergelyking vir die Hubble-parameter ook 'n funksie wees van die toestandvergelyking van donker energie. So nou:

As w is dan konstant

As donker energie nie 'n konstante staatsvergelyking w het nie, dan

Ander bestanddele is onlangs geformuleer. [64] [65] [66]

Hubble tyd wysig

Dit is effens anders as die ouderdom van die heelal, wat ongeveer 13,8 miljard jaar is. Die Hubble-tyd is die ouderdom wat dit sou gehad het as die uitbreiding lineêr was, en dit verskil van die werklike ouderdom van die heelal, omdat die uitbreiding nie lineêr is nie, dit word verwant deur 'n dimensielose faktor wat afhang van die massa-energie-inhoud van die heelal, wat ongeveer 0,96 in die standaard ΛCDM-model is.

Dit lyk asof ons tans 'n tydperk nader waarin die uitbreiding van die heelal eksponensiaal is as gevolg van die toenemende oorheersing van vakuumenergie. In hierdie regime is die Hubble-parameter konstant en groei die heelal met 'n faktor e elke Hubble-tyd:

Net so beteken die algemeen aanvaarde waarde van 2.27 Es -1 dat die heelal (teen die huidige tempo) met een faktor van e 2.27 < displaystyle e ^ <2.27 >> in een sekonde sal groei.

Oor lang tydperke word die dinamika gekompliseer deur algemene relatiwiteit, donker energie, inflasie, ens., Soos hierbo uiteengesit.

Hubble lengte Wysig

Hubble-volume Wysig

Verskeie metodes is gebruik om die Hubble-konstante te bepaal. Metings van "laat heelal" met behulp van gekalibreerde afstandsleertegnieke het saamgeval op 'n waarde van ongeveer 73 km / s / Mpc. Sedert 2000 het 'vroeë heelal'-tegnieke gebaseer op metings van die kosmiese mikrogolf-agtergrond beskikbaar geword, en dit stem ooreen met 'n waarde naby 67,7 km / s / Mpc. (This is accounting for the change in the expansion rate since the early universe, so is comparable to the first number.) As techniques have improved, the estimated measurement uncertainties have shrunk, but the range of measured values has not, to the point that the disagreement is now statistically significant. This discrepancy is called the Hubble tension. [68] [69] [70]

As of 2020 [update] , the cause of the discrepancy is not understood. In April 2019, astronomers reported further substantial discrepancies across different measurement methods in Hubble constant values, possibly suggesting the existence of a new realm of physics not currently well understood. [60] [71] [72] [73] [74] By November 2019, this tension had grown so far that some physicists like Joseph Silk had come to refer to it as a "possible crisis for cosmology", as the observed properties of the universe appear to be mutually inconsistent. [75] In February 2020, the Megamaser Cosmology Project published independent results that confirmed the distance ladder results and differed from the early-universe results at a statistical significance level of 95%. [76] In July 2020, measurements of the cosmic background radiation by the Atacama Cosmology Telescope predict that the Universe should be expanding more slowly than is currently observed. [77]


The Faintest Dwarf Galaxies

Joshua D. Simon
Vol. 57, 2019

Opsomming

The lowest luminosity ( L) Milky Way satellite galaxies represent the extreme lower limit of the galaxy luminosity function. These ultra-faint dwarfs are the oldest, most dark matter–dominated, most metal-poor, and least chemically evolved stellar systems . Lees meer

Supplemental Materials

Figure 1: Census of Milky Way satellite galaxies as a function of time. The objects shown here include all spectroscopically confirmed dwarf galaxies as well as those suspected to be dwarfs based on l.

Figure 2: Distribution of Milky Way satellites in absolute magnitude () and half-light radius. Confirmed dwarf galaxies are displayed as dark blue filled circles, and objects suspected to be dwarf gal.

Figure 3: Line-of-sight velocity dispersions of ultra-faint Milky Way satellites as a function of absolute magnitude. Measurements and uncertainties are shown as blue points with error bars, and 90% c.

Figure 4: (a) Dynamical masses of ultra-faint Milky Way satellites as a function of luminosity. (b) Mass-to-light ratios within the half-light radius for ultra-faint Milky Way satellites as a function.

Figure 5: Mean stellar metallicities of Milky Way satellites as a function of absolute magnitude. Confirmed dwarf galaxies are displayed as dark blue filled circles, and objects suspected to be dwarf .

Figure 6: Metallicity distribution function of stars in ultra-faint dwarfs. References for the metallicities shown here are listed in Supplemental Table 1. We note that these data are quite heterogene.

Figure 7: Chemical abundance patterns of stars in UFDs. Shown here are (a) [C/Fe], (b) [Mg/Fe], and (c) [Ba/Fe] ratios as functions of metallicity, respectively. UFD stars are plotted as colored diamo.

Figure 8: Detectability of faint stellar systems as functions of distance, absolute magnitude, and survey depth. The red curve shows the brightness of the 20th brightest star in an object as a functi.

Figure 9: (a) Color–magnitude diagram of Segue 1 (photometry from Muñoz et al. 2018). The shaded blue and pink magnitude regions indicate the approximate depth that can be reached with existing medium.


THE EXPANSION RATE OF THE UNIVERSE OVER TIME

What does the expansion of the Universe look like as time passes? That is, if we could watch the Universe expand over its entire history, what would it look like? First we will look at the expansion rate today, which we can determine using a Hubble diagram (Figure 17.1) for nearby galaxies. A Hubble diagram shows the velocities of galaxies plotted vs. their distances.

Figure 17.1: A Hubble diagram by the HST Key Project team. The velocities and distances for a sample of nearby galaxies are plotted. The slope of this line is the Hubble constant, which is measured to be 73 ± 7 km/s/Mpc. This means that for each megaparsec farther away in distance , the velocity of a galaxy is faster by 73 km/s. Credit: NASA/SSU/Aurore Simonnet based on data from W. L. Freedman et al. 2001, Astrophysical Journal, 553, 47

In this diagram, the expansion rate of the Universe is constant, as evidenced by the straight-line fit to the data. However, these galaxies are relatively nearby (so relatively close to us in time as well). If we look at galaxies that are farther away in distance, we can measure the value of the Hubble parameter as we go farther back in time. In the following activities, we will explore what a Hubble diagram looks like if the expansion rate is faster or slower or if it is increasing or decreasing. (The expansion history can be a little tricky to describe because there was an early incident of inflation that basically erased any earlier evidence of what the expansion might have been. To avoid the ambiguity associated with the pre-inflation Universe, we will limit our inquiry to only the time after inflation occurred.)

HUBBLE DIAGRAMS AND EXPANSION

Rank the following graphs by their slopes.

B. What if the expansion rate is faster or slower?

The slope of each graph in Figure A.17.1 is the Hubble parameter. On the left is a Hubble diagram with a slope of 70 km/s/Mpc. On the same scale are two other Hubble diagrams.

Figure A.17.1:Hubble diagrams with different values for the Hubble constant. On the left, the slope of the line is 70 km/s/Mpc. The diagrams in the center and on the right are plotted using the same scale. Credit: NASA/SSU/Aurore Simonnet

C. What if the Hubble parameter is not constant?

Figure A.17.2 shows four possible Hubble diagrams.

Figure A.17.2: Hubble diagrams, all plotted using the same scale

. Credit: NASA/SSU/Aurore Simonnet

In the opening video for this chapter, we made an analogy between the expansion of the Universe and a ball in motion because in both cases we are dealing with the interplay of gravity and the energy of motion. In the next several activities, we will explore what these situations look like graphically.

THE MOTION OF BALLS

1. Imagine rolling a ball at constant speed away from you. What will its motion look like? (We assume that there is no friction in this example.) A graph of its position vs. time will resemble Figure A.17.3.

Figure A.17.3: A motion diagram for a ball rolling away from a person. On a position vs. time graph, the velocity is the slope of the line. Credit: NASA/ SSU / Aurore Simonnet Figure A.17.4: A ball is dropped. On a position vs. time graph, the slope of the line is the velocity. Credit: NASA/SSU/Aurore Simonnet Figure A.17.5 A ball is thrown straight up. On a position vs. time graph, the slope of the line is the velocity. Credit: NASA/SSU/Aurore Simonnet

Imagine we throw a ball upward from Earth&rsquos surface as in the last activity. At first the ball will be moving quickly upward. Under the influence of gravity the speed of the ball will slow over time, generally to the point of stopping. The ball will then reverse its motion and fall back to the surface, with increasing speed.

However, this is not the only scenario that we might see. It is possible to give the ball sufficient speed at the outset that it never slows enough to fall back to Earth. This speed is called escape velocity , and for an object launched from Earth&rsquos surface it is about 11 km/s. But even if we throw the ball upward with escape velocity, or greater for that matter, it slows over time. It just does not slow fast enough for gravity to eventually halt its motion.

Given our current understanding of gravity, we might expect that objects under an attractive gravitational influence will have their motion slowed if they initially are moving away from one another. We might conclude that the expansion of the Universe should have been slowing over time since all galaxies attract all other galaxies. But is this the correct scenario? In the following activity, we will examine how the scale factor of the Universe might change over time.

THE SCALE FACTOR OF THE UNIVERSE

The scale factor of the Universe, S, describes how much the Universe has expanded (or contracted) over time. For example, if the expansion remains constant over time, a graph of S vs. t will look like the one in Figure A.17.6.

Figure A.17.6: The scale factor (S) vs. time (t). Credit: NASA/SSU/Aurore Simonnet

You may have noticed that this diagram of scale factor vs. time resembles the Hubble diagrams in Figure 17.1 and Figure A.17.1, which show the position of galaxies on the x-axis and the velocity of galaxies on the y-axis. However, in the Hubble diagram, distant galaxies (and hence earlier times) are on the right, whereas here, earlier times are on the left. Both a scale factor vs. time and a Hubble diagram can be used to describe the expansion of the Universe.

In Figure A.17.7, we explore other possibilities for what the scale factor might do as time passes.

Figure A.17.7: Possibilities for how the scale factor (S) might behave over time (t). Credit: NASA/SSU/Aurore Simonnet

CONSTANT, SLOWING DOWN, OR SPEEDING UP

We have seen two different ways to graphically represent the expansion of the Universe: a Hubble diagram (velocity vs. distance) and a diagram of scale factor vs. time. Place each of the following graphs in the correct bin, depending on whether it describes an expansion that is constant, slowing down, or speeding up.

Hint: Recall that when we are looking at far away galaxies, we are looking at earlier times in the history of the Universe.


V may be replaced by (c,z) , where c is the velocity of light and Z the so-called “red-shift”.

Sosie is a French word for twins not genetically linked.

Some objects may be excluded from the sample because of an incomplete set of data, as it will be seen for Cepheids.

The letter (kappa ) refers to the absorption by ionized Helium.

The incompleteness has complex origin for Cepheids because to be included in the sample both apparent magnitudes (e.g. V and I) must be observed during a full phase and this is affected by extinction and amplitude.

Note that it would be possible to calculate the colour excess (and thus the intrinsic ((V-I)_0) ) if the PLC relation could be replaced by a PL relation. This can be done by writing two Eq. 6, in V and I, equating them and by extracting the colour excess.


1 Answer 1

What is Hubble tension? In a nutshell: the local measurement (via SNe Ia) of Hubble parameter $H_0$ favors a higher value than the one measured by Planck (inferred from CMB + $Lambda CDM$ ). I would bet that the local measurement is more reliable since it's less model-dependent.

Is the calibration method in the paper you mentioned ("inverse distance ladder relies on absolute distance measurements from the BAOs") model-independent? It appears to be the opposite:

Although our $H_0$ value is in excellent agreement with Planck Collaboration et al. (2018), we emphasise that the use of an $r_s$ prior from Planck does not imply that our measured value of $H_0$ will inevitably agree with the value of $H_0$ derived from Planck cosmological parameters assuming a $Lambda CDM$ cosmology. The value of $r_s$ is informed by only the baryon and matter densities at z = 1090 there are many viable cosmological models which are consistent with only these two quantities (or, in other words, this value of $r_s$ ) that have wildly different values of the Hubble constant at z = 0.

As long as I can tell, the $r_s$ prior in the cited paper is model-dependent.


  1. The Sloan Digitial Sky Survey is a collaborative program to systematically map the positions of stars and galaxies in the universe. It began operations in 2000, and has catalogued the spectra of over 700,000 individual stars, and nearly 2 million galaxies. www.sdss.org.
  2. In astronomy, an apparent magnitude is a measure of the brightness of a star or galaxy as it appears from earth (regardless of the intrinsic brightness of the object). It is represented by a lowercase “m.” The magnitude system is “reversed” from what people might expect: namely, higher magnitudes denote fainter stars or galaxies. The magnitude system is logarithmic in nature with a base that is the 5th root of 100 (roughly 2.5119). So a star of magnitude m is 2.5119 times brighter than a star of magnitude m + 1. Furthermore, a star of magnitude m is exactly 100 times brighter than a star of magnitude m + 5. The zero point of the magnitude scale corresponds closely to the brightness of the star Vega. Thus, stars brighter than Vega have a negative apparent magnitude.
  3. This is true of the luminosity distance—a general relativity quantity that is defined in terms of the inverse square law.
  4. Absolute magnitude refers to the intrinsic brightness of an object, and is denoted by a capital “M.” The absolute magnitude of a star is defined to be the apparent magnitude that the star would have if it were ten parsecs away (where a parsec is 3.086 × 1016 m). When the term “magnitude” is used without the “absolute” or “apparent” prefix, it generally denotes apparent magnitude.
  5. The observed redshift of a galaxy is roughly proportional to its distance from us according to the Hubble Law. Redshift thus serves as a proxy for distance. All distances in the SDSS data were estimated from their measured redshift.
  6. It may seem surprising that there is a minimum distance at which a galaxy of a given absolute magnitude would be included in the survey. But this is the case because some objects can be so bright that they saturate the detector.
  7. The cosmological parameters include the average mass-density of the universe (ΩM), the cosmological constant (Ωλ), and the Hubble Constant (H0). In this analysis, we used the standard cosmological parameters: ΩM = 0.27, Ωλ = 0.73, H0 = 71.0 (km/s)/Mpc.
  8. The Petrosian magnitude is designed to deal with extended objects like galaxies whose brightness tapers gradually without a hard “edge.” This magnitude is then converted to an estimate of the “true” apparent magnitude, using either the “model method” or the “c-model method” as discussed in Strauss et. al (2002). In practice the different magnitudes differ only slightly for any given galaxy.
  9. This threshold is imposed after galactic and atmospheric extinction have been removed. This procedure drastically reduces any possible bias that could be caused by extinction. Note that the galaxies selected for SDSS are quite far from the galactic plane, so interstellar and intergalactic extinction will be very small. The effects have already been removed from the published calibrated magnitude estimations.
  10. Using redshift as a proxy for distance breaks down at low redshifts where peculiar velocities dominate the Hubble flow. This essentially places a lower limit on distance for our survey.
  11. Or the maximum distance of the survey—whichever is smaller.
  • Science
  • What Is Science?
  • Sterrekunde
  • Biology
  • Chemistry
  • Environmental Science
  • Fossils
  • Genetics
  • Geology
  • Human Body
  • Mathematics
  • Physics

Submit a Paper

High-quality papers for Answers Research Journal, sponsored by Answers in Genesis, are invited for submission.

  1. Read the Instructions to Authors Manual (PDF).
  2. Email papers, diagrams, tables, etc. to the email address listed in the Manual.

Answers in Genesis is an apologetics ministry, dedicated to helping Christians defend their faith and proclaim the good news of Jesus Christ.


Kyk die video: LEX. Вытяжки (Desember 2022).