Sterrekunde

Dwarsverskuiwingsafstand

Dwarsverskuiwingsafstand


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 verstaan ​​nie die verband tussen die tussenafstand en die dwarsafstand: hoe kan dit gelyk wees?

Hier is 'n voorbeeld van die definisie wat ek gevind het:

Hoek Diameter Afstand: Die hoek deursnee afstand $ D_ {A} $ word gedefinieer as die verhouding van die fisiese dwarsgrootte van 'n voorwerp tot die hoekgrootte (in radiale). Dit word gebruik om hoekskeidings in teleskoopbeelde om te skakel in behoorlike skeidings by die bron. Dit is bekend daarvoor dat dit nie onbepaald toeneem as $ z $ -> oneindigheid; dit draai om by $ z sim 1 $ en daarna lyk verre voorwerpe eintlik groter in hoekgrootte. Die hoekdeursnee-afstand hou verband met die dwarsafstand van $ D_ {A} = dfrac {D_ {M}} {1 + z} (17) $

Sommige verduidelikings sal goed wees.

REDIGERING 1: @benrg As ek dit goed verstaan, die dwars-beweegafstand is eenvoudig gelyk aan die beweegafstand tussen voorwerp wat by rooi verskuiwing uitgestraal is "Z"en ons dat ons hierdie lig nou weer laat herleef, is dit nie? Indien ja, waarom bemoeilik u die dinge met die gekwalifiseerde woord "dwars" in "dwars-beweegafstand"?


Die hoekdeursnee-afstand is die verminderde omtrek van die sirkel, gesentreer op ons plek, waarop die voorwerp geleë was toe dit die lig uitstraal (of die verminderde oppervlakte van die sfeer indien u dit verkies). As die heelal ruimtelik plat is, is dit dieselfde as die metrieke radius van die sirkel. Oor die algemeen hou dit verband met die radius deur die funksie $ S_k $ hier gedefinieer, waar $ k $ is die Gaussiese kromming in daardie tyd.

Dwarsafstand is dieselfde, vergroot deur $ 1 {+} z $, d.w.s. die verminderde omtrek van die sirkel waarop dieselfde voorwerp op die huidige kosmologiese tyd geleë is, as dit intussen geen netto eienaardige beweging gehad het nie. Dit is dus gelyk aan (radiale) afstand as die heelal ruim is.


Komende en behoorlike afstande

In standaardkosmologie, wegdoen afstand en behoorlike afstand is twee nouverwante afstandsmaatreëls wat deur kosmoloë gebruik word om afstande tussen voorwerpe te definieer. Behoorlike afstand kom ongeveer ooreen met waar 'n ver voorwerp op 'n spesifieke oomblik van kosmologiese tyd sou wees, wat mettertyd kan verander as gevolg van die uitbreiding van die heelal. Komafstand faktore wat die uitbreiding van die heelal beïnvloed, wat 'n afstand gee wat nie van tyd verander nie as gevolg van die uitbreiding van die ruimte (alhoewel dit kan verander as gevolg van ander, plaaslike faktore, soos die beweging van 'n sterrestelsel binne 'n groep).

Die verwyderde afstand en die regte afstand word op die oomblik gelyk gestel. Op ander tye lei die uitbreiding van die heelal daartoe dat die regte afstand verander, terwyl die beweegafstand konstant bly.


Inhoud

Daar is 'n paar verskillende definisies van 'afstand' in die kosmologie, wat almal asimptoties is vir klein rooi verskuiwings. Die uitdrukkings vir hierdie afstande is baie prakties as dit geskryf word as funksies van rooi verskuiwing z < displaystyle z>, aangesien rooiverskuiwing altyd die waarneembare is. Hulle kan ook geskryf word as funksies van die skaalfaktor a = 1 / (1 + z). < displaystyle a = 1 / (1 + z).>

Daar is eintlik twee begrippe van rooi verskuiwing. Een daarvan is die rooi verskuiwing wat waargeneem sou word as die aarde en die voorwerp nie beweeg nie ten opsigte van die 'komende' omgewing (die Hubble-vloei), laat ons sê gedefinieër deur die kosmiese mikrogolfagtergrond. Die ander is die werklike rooiverskuiwing wat gemeet word, wat afhang van die eienaardige snelheid van die waargenome voorwerp en van ons eie eienaardige snelheid. Aangesien die sonnestelsel ongeveer 370 km / s in 'n rigting tussen Leo en Krater beweeg, verminder dit 1 + z < displaystyle 1 + z> vir verre voorwerpe in die rigting met 'n faktor van ongeveer 1.0012 en verhoog dit met dieselfde faktor vir verre voorwerpe in die teenoorgestelde rigting. (Die beweging van die aarde om die son is slegs 30 km / s.)

Ons gee eers formules vir verskillende afmetings, en beskryf dit dan verder in die besonderhede. Definieer die "Hubble afstand" as

Ons definieer ook 'n dimensielose Hubble parameter: [1]

Die formule vir verwydering van afstand, wat die basis dien vir die meeste ander formules, behels 'n integrale. Hoewel die integrale afstandsintegraal vir sommige beperkte keuses van parameters (sien hieronder) 'n geslote analitiese vorm het, kan ons oor die algemeen - en spesifiek vir die parameters van ons heelal - slegs numeries 'n oplossing vind. Kosmoloë gebruik gewoonlik die volgende maatstawwe vir afstande van die waarnemer na 'n voorwerp met rooi verskuiwing z < displaystyle z> langs die siglyn (LOS): [2]

  • Komafstand:
  • Dwarsafsteekafstand:
  • Hoek deursnee afstand:
  • Helderheidsafstand:
  • Ligafstand:

Let daarop dat die beweegafstand van die dwarsafstand verwyder word deur die limiet te neem Ω k → 0 < displaystyle Omega _ tot 0>, sodat die twee afstandsmaat in 'n plat heelal gelyk is.

Peebles (1993) noem die dwarskam-afstand die "hoekgrootte-afstand", wat nie verwar moet word met die hoek-deursnee-afstand nie. [1] Soms word die simbole χ < displaystyle chi> of r < displaystyle r> gebruik om die afstand tussen die uitdak en die hoekdeursnee aan te dui. Soms word die lig-reisafstand ook die "terugblikafstand" genoem.

Komoving afstand Wysig

Die verwyderde afstand d C < displaystyle d_> tussen fundamentele waarnemers, dit wil sê waarnemers wat albei beweeg met die Hubble-vloei, verander nie mettertyd nie, aangesien afstand na die uitbreiding van die heelal verantwoordelik is. Die verwyderingsafstand word verkry deur die regte afstande van nabygeleë fundamentele waarnemers langs die siglyn te integreer (VERLIES), terwyl die regte afstand is wat 'n meting op konstante kosmiese tyd sou oplewer.

In standaardkosmologie, wegkomafstand en behoorlike afstand is twee nouverwante afstandsmaatreëls wat deur kosmoloë gebruik word om afstande tussen voorwerpe te meet; die afstand hiervandaan is die regte afstand op die oomblik.

Die beweegafstand (met 'n klein regstelling vir eie beweging) is die afstand wat van parallaks verkry sou word, omdat die parallaks in grade gelyk is aan die verhouding van 'n astronomiese eenheid tot die omtrek van 'n sirkel op die oomblik deur die son en gesentreer op die verre voorwerp, vermenigvuldig met 360 °. Voorwerpe buite 'n megaparsek het egter parallaks te klein om gemeet te word (die Gaia-ruimteteleskoop meet die parallaks van die helderste sterre met 'n akkuraatheid van 7 mikrosekondes), dus is die parallaks van sterrestelsels buite ons plaaslike groep te klein om gemeet te word.

Behoorlike afstand Redigeer

Behoorlike afstand stem ongeveer ooreen met die plek waar 'n verre voorwerp op 'n spesifieke oomblik van kosmologiese tyd sou wees, wat mettertyd kan verander as gevolg van die uitbreiding van die heelal. Afdakafstand faktore wat die uitbreiding van die heelal beïnvloed, wat 'n afstand gee wat nie verander nie in tyd as gevolg van die uitbreiding van die ruimte (alhoewel dit kan verander as gevolg van ander, plaaslike faktore, soos die beweging van 'n sterrestelsel binne 'n groep), die afstand is die regte afstand op die oomblik.


Comoving / Behoorlike afstand, dwars-comoving afstand

Ek is heeltemal verward deur die beweegafstand, die dwarsafstand en die regte afstand. Is die verwyderde afstand = die regte afstand? Wat is dan 'n dwars-beweegafstand? Dit is wat ek tot dusver weet:
Die FRW-maatstaf kan óf uitgedruk word as
[tex] ds ^ 2 = c ^ 2dt ^ 2 - a ^ 2 (t) links [ frac <1-kr ^ 2> + r ^ 2 (d theta ^ 2 + sin ^ 2 theta d phi ^ 2) reg] [/ tex]
of kan uitgedruk word as
[tex] ds ^ 2 = c ^ 2dt ^ 2 - a ^ 2 (t) links [d chi ^ 2 + S ^ 2 ( chi) (d theta ^ 2 + sin ^ 2 theta d phi ^ 2) regs] [/ tex]

Hobson beskryf: & quot ## ( chi, theta, phi) ## en ## (r, theta, phi) ## is koördinate wat saam beweeg, waar die sterrestelsel vaste koördinaatposisies het as die kosmologiese vloeistof. 'rus. Hy sê ook dat die helderheidsafstand ## d_L = (1 + z) R_0 S ( chi) ## en die hoekdeursnee afstand ## d_A = frac<1 + z> ##.

My aantekeninge beskryf dit as

Om albei materiaal te versoen, blyk dit dat die regte bewegingsafstand ## D_M = R_0 S ( chi) ## is en dat die regte afstand = ## D_C ## die pad is wat deur lig geneem word?


Die kode in hierdie subpakket word getoets aan 'n aantal aanlyn-kosmologiese sakrekenaars wat baie gebruik word en is gebruik om baie berekeninge in referente op te stel. U kan die reeks rooiverskuiwings nagaan waaroor die kode gereeld in die module getoets word astropy.cosmology.tests.test_cosmology . As u foute vind, laat weet ons asseblief deur 'n probleem by die github-bewaarplek te open!

Die ingeboude kosmologieë gebruik die parameters soos gelys in die onderskeie vraestelle. Dit bied slegs 'n beperkte reeks presisie, en u moet dus nie verwag dat afgeleide hoeveelhede bo daardie presisie sal pas nie. Byvoorbeeld, die Planck 2013-uitslae bevat slegs die Hubble-konstante tot 4 syfers. Daarom moet daar verwag word dat die ingeboude kosmologie van Planck13 slegs die ouderdom van die heelal wat deur die Planck-span aangehaal word, ooreenstem met 4 syfers, alhoewel dit 5 in die vraestel bevat.


Wat beteken wegneem?

Ek kom die byvoeglike naamwoord 'comoving' gereeld voor. Ek verstaan ​​beginnende koördinate vir die heelal. Dit is koördinate wat uitbrei met die uitbreiding van die heelal (?), Maar ek is verward oor wat dit in wese beteken. Hier is 'n paar voorbeelde:

In Sean Carrol se boek is daar 'n vraag (5.5) wat begin & quotCoverving a comoving observer sitting at constant spatial coordinates ## left (r_ ast , theta_ ast , phi_ ast right) ## around a Schwarzschild swart gat van massa ## M ##. Die waarnemer laat 'n baken op die swart gat val (reguit af langs 'n radiale baan). & quot. Dit beteken blykbaar dat die waarnemer nie beweeg ten opsigte van die swart gat nie. Om te kom beteken dus om nie te beweeg ten opsigte van iets nie?

Die tweede gedeelte van die vraag word erger: & quotBereken die regte snelheid van die baken. Stel u voor dat daar 'n [tweede] waarnemende waarnemer op vaste ## r ## is, met 'n plaaslik traagheidskoördinaatstelsel wat opgestel is as die baken verbygaan, en bereken die snelheid soos gemeet deur die komende waarnemer. & Quot Hierdie ander waarnemer is in 'n lokaal traagheidskoördinaatstelsel met vaste ## r ## sodat hulle in 'n wentelbaan om die swart gat kan wees. Maar as hulle ook kom, kan dit beteken dat hulle ook op die radiale lyn ## links ( theta_ ast , phi_ ast regs) ## is. Miskien het hulle daar in hul vuurpyl gesweef en skakel hulle enjins af terwyl die baken verby kom, sodat hulle nou traagheidskoördinate kan hê. Ek kan ## dr / d tau ## vir die baken maklik genoeg in die Schwarzschild-koördinate bereken, maar ek is nie seker of dit waarna Carroll is en wat die ander comover daarmee te doen het nie.

Het 'n teenoorgestelde 'n teenoorgestelde soos byvoorbeeld ko-stilstaande? Maar dit lyk asof dit dieselfde beteken! Ek hoop jy verstaan ​​my verwarring.


Afstande in die kosmologie

Hierdie stelling is nie heeltemal korrek nie. A ligjaar is die afstand wat die lig in 'n jaar beweeg (ongeveer 9,46 triljoen km) en 'n eenheid van afstand nie van tyd nie.

As ek dit gelees het, het ek gevra om hierdie artikel te skryf oor wat ons eintlik met 'afstand' bedoel as ons te make het met die groot skale wat in die kosmologie voorkom. Soos ek later sal verduidelik, is die regte afstand tot die bestraling wat ons as die CMB sien, eintlik 46 miljard ligjare.

Die regte afstand teenoor die ligte afstand

Dit is sedert die laat 1920's bekend dat die Heelal uitbrei. Hiermee bedoel ons dat afstande tussen voorwerpe wat nie deur 'n ander krag, soos swaartekrag, saamgebind word nie, mettertyd toeneem.

Diagram wat die uitbreiding van 'n klein streek van die heelal toon

As ons na 'n verre sterrestelsel kyk, beteken die eindige snelheid van die lig dat dit miljoene (of selfs miljarde) jare sal neem voordat dit ons bereik het. as ons 'n kosmologiese grootte liniaal kon konstrueer tussen die melkweg en die Aarde, sou ons 'n hoeveelheid meet, bekend as die behoorlike afstandna die sterrestelsel. Dit is die skeiding tussen die aarde en die melkweg op 'n gegewe tydstip. Omdat die Heelal uitbrei, sal die regte afstand tussen twee verafgeleë voorwerpe (wat nie deur swaartekrag bymekaar gehou word nie) mettertyd toeneem. Veronderstel byvoorbeeld dat 'n fotonfotus uitgestraal is uit 'n sterrestelsel wat 300 miljoen jaar gelede op 'n behoorlike afstand van 294 miljoen ligjare van die Aarde af was, omdat die Aarde die hele tyd wat dit na ons toe beweeg, van hierdie foton af beweeg. die foton sal 300 miljoen ligjare moet reis om die aarde te bereik. As dit ons bereik, is die regte afstand van die melkweg nou 306 miljoen ligjare. Dit word in die onderstaande diagram getoon.

In die voorbeeld hierbo word die afstand wat die fotone afgelê het, die genoem ligte reisafstand en is gelyk aan 300 miljoen ligjare.

Die Comoving afstand

As ons twee voorwerpe in ag neem wat ver genoeg van mekaar af is sodat dit nie deur swaartekrag aan mekaar gebind word nie, dan is die kosmiese skaalfaktor is die verhouding van hul regte afstand op tyd t wat D sal noemP(t) tot hul huidige regte afstand DPo.

Dit word die simbool gegee by) word gedefinieer as:

Die kosmiese skaalfaktor is

  • gelyk aan nul by t = 0, die oomblik van die oerknal
  • gelyk aan een op die huidige ouderdom van die Heelal

Dit is duidelik dat namate die Heelal uitbrei en voorwerpe verder van mekaar af beweeg, die kosmiese skaalfaktor toeneem.

Die wegkomafstand (DCM ) word gedefinieer as die regte afstand gedeel deur die skaalfaktor.

Vir voorwerpe wat net verder uitmekaar kom (dit wil sê hul regte afstand neem toe) as gevolg van die uitbreiding van die heelal, verander die verwyderde afstand tussen hulle nie oor tyd nie. Die verwyderde afstand verander as die regte afstande verander as gevolg van 'n ander faktor as die uitbreiding van die heelal

Namate die Heelal uitbrei, neem die regte afstand na die sterrestelsel toe, maar die verwyderde afstand verander nie. Dit word ook in die onderstaande grafiek getoon.

Ander afstandsmaatreëls

As ons die snelheid meet wat sterrestelsels van ons af wegbeweeg as gevolg van die uitbreiding van die heelal en dit as 'n funksie van hul afstand teken, kry ons 'n grafiek soos hieronder getoon.

Die Megaparsec (Mpc) is 'n eenheid wat deur sterrekundiges gebruik word om afstande op galaktiese skale te meet. Een Mpc is gelyk aan 3,26 miljoen ligjare

Daar is 'n duidelike verband tussen die resessiesnelheid (v) en die regte afstand (DP) van 'n sterrestelsel

  • Ho is 'n konstante bekend as die Hubble konstant. As v in km / s en D gemeet wordP in megaparsek is Ho ongeveer 70 km / s per Mpc. Die Hubble-konstante meet hoe die resessiesnelheid van 'n voorwerp afhang van sy afstand.

Hierdie verhouding is bekend as die wet van Hubble na die Amerikaanse sterrekundige Edwin Hubble (1889-1953) wat dit in 1929 ontdek het.

Die rooi skuifafstand (Dz) tot 'n voorwerp is 'n afstand wat bereken word met die veronderstelling dat dit die wet van Hubble gehoorsaam presies. Die afstandverskuiwingsafstand na 'n voorwerp wat teen 3000 km / s van ons af wegbeweeg, is:

3000/75 = 40 Mpc wat gelykstaande is aan ongeveer 130 miljoen ligjare.

Twee ander afstandsmaatreëls wat soms deur sterrekundiges gebruik word, is:

  • Die helderheidsafstand wat geskat word van hoe ver 'n verre voorwerp van bekende werklike helderheid nodig sou wees om sy oënskynlike helderheid te hê.
  • Die hoekgrootte afstand geskat vanaf hoe ver 'n voorwerp met 'n bekende werklike deursnee ver moet wees om die waargenome skynbare deursnee te hê.

Hoe ver is die Kosmiese Mikrogolf-agtergrond

Soos die lesers van my vorige berig sal weet, was die vroeë heelal heeltemal te warm vir atome. Dit bevat 'n plasma van positief gelaaide waterstof- en heliumione en negatief gelaaide elektrone. Elektromagnetiese straling, waarvan die lig 'n voorbeeld is, kan nie deur plasma gaan nie. Fotone word geabsorbeer en weer uitgestraal deur die elektries gelaaide deeltjies ('n proses wat bekend staan ​​as Thompson-verstrooiing). Toe die heelal ongeveer 400 000 jaar oud was (wat sterrekundiges die rekombinasie-tyd * noem), het dit uitgebrei en afgekoel tot ongeveer 2700 grade C, en al die ione en elektrone het saam atome gemaak. Die heelal het deursigtig geword vir bestraling. Fotone kan ongehinderd deur die waterstof- en heliumgasse beweeg.

Die swak bestraling wat ons vandag waarneem, is 'n oorblyfsel uit die rekombinasietyd. Die fotone wat ons opspoor, is 13,8 miljard jaar laas deur die warm plasma versprei. Maar as gevolg van die uitbreiding van die heelal, is die gebied waarvandaan hulle versprei is, 'n bolvormige dop van punte op 'n regte afstand van 46 miljard ligjare van die aarde af.

Die CMB-fotone wat ons nou bereik, was Thompson 13,8 miljard jaar gelede versprei toe die heelal net 400 000 jaar oud was. Die gebied waar hulle versprei is, is 46 miljard ligjare van ons af.

In die onderstaande diagram is 'n sny deur hierdie bolvormige dop geneem. Die liggings binne die sfeer (liggeel in die skaduwee) lê nader as 46 miljard ligjare. Die CMB-fotone uit hierdie streke het minder as 13,8 miljard jaar geneem om ons te bereik en sal in die verlede daar aangekom het. Die plekke buite die sfeer (groen skaduwee) lê verder weg as 46 miljard ligjare. Die fotone van hierdie streke sal langer as 13,8 miljard jaar neem om ons te bereik en sal in die toekoms aankom.

Oor 3 miljard jaar toe die heelal verder uitgebrei het. Die CMB-fotone wat ons sal bereik, sal uit 'n bolvormige dop afgestuur word wat op 'n regte afstand van 57 miljard ligjare van die aarde af lê, en hierdie fotone sal al 16,8 miljard jaar beweeg.

* Alhoewel die term baie gebruik word rekombinasie tyd is misleidend. Dit impliseer (verkeerdelik) dat atome voorheen in die baie vroeë heelal bestaan ​​het, later geïoniseer en by die rekombinasie tyd was herkombineer terug in atome. Dit is nie die geval dat dit heeltemal te warm was vir atome in die vroeë heelal nie.


Transversale wegtrekafstand - Sterrekunde

N klein wegdoen afstand DC tussen twee nabygeleë voorwerpe in die heelal is die afstand tussen hulle wat konstant bly gedurende die tydperk as die twee voorwerpe met die Hubble-vloei beweeg. Met ander woorde, dit is die afstand tussen hulle wat met liniale gemeet sou word op die tydstip waarop hulle waargeneem word (die behoorlike afstand) gedeel deur die verhouding van die skaalfaktor van die heelal tot nou toe. Met ander woorde die regte afstand vermenigvuldig met (1 + Z). Die totale afstand tussen die siglyn DC van ons na 'n verre voorwerp word bereken deur die infinitesimale te integreer DC bydraes tussen nabygeleë gebeure langs die radiale straal van Z = 0 na die voorwerp.

Na aanleiding van Peebles (1993, pp. 310-321) (wat die dwars-beweegafstand met die verwarrende naam "hoekgrootte-afstand" noem, wat nie dieselfde as die "onderstaande hoekafstand" hieronder, definieer ons die funksie

wat eweredig is aan die tyd afgeleide van die logaritme van die skaalfaktor (dws (t) / a (t)), met Z rooi verskuiwing en die drie digtheidsparameters soos hierbo gedefinieer. (Vir hierdie rede, H (z) = H0 E (z) is die Hubble-konstante soos gemeet deur 'n hipotetiese sterrekundige wat met rooi verskuiwing werk Z.) Sedert dz = da, dz / E (z) is eweredig aan die vlugtyd van 'n foton wat oor die rooiverskuiwingsinterval beweeg dz, gedeel deur die skaalfaktor op daardie stadium. Aangesien die snelheid van die lig konstant is, is dit 'n behoorlike afstand gedeel deur die skaalfaktor, wat die definisie van 'n komende afstand is. Die totale afstand tussen die siglyn en die siglyn word dan gegee deur hierdie bydraes te integreer, of

waar DH is die Hubble-afstand hierbo gedefinieer.

In 'n sekere sin is die afstand tussen die siglyn en die siglyn die fundamentele afstandsmaat in kosmografie, aangesien, soos hieronder gesien sal word, alle ander eenvoudig daaruit afgelei is. Die afstand tussen twee nabygeleë gebeure (dws naby in rooi skuif of afstand) is die afstand wat ons vandag tussen die gebeure sal meet as die twee punte in die Hubble-stroom toegesluit word. Dit is die korrekte afstandsmaat vir die meting van aspekte van grootskaalse strukture wat op die Hubble-vloei afgedruk is, byvoorbeeld afstande tussen 'mure'. *****


Dwarsverskuiwingsafstand - Sterrekunde

Die hoek deursnee afstand DA word gedefinieer as die verhouding van die fisiese dwarsgrootte van 'n voorwerp tot die hoekgrootte (in radiale). Dit word gebruik om hoekskeidings in teleskoopbeelde om te skakel in behoorlike skeidings by die bron. Dit is bekend daarvoor dat dit nie onbepaald toeneem as Z -> dit draai om by Z

1 en daarna lyk verre voorwerpe eintlik groter in hoekgrootte. Die hoekdeursnee-afstand hou verband met die dwarsafstand van

(Weinberg 1972, bl. 421-424 Weedman 1986, bl. 65-67 Peebles 1993, bl. 325-327). Die hoekdeursnee-afstand word in Figuur 2 geteken.

Daar is ook 'n hoekdeursnee-afstand DA12 tussen twee voorwerpe by rooi verskuiwings Z1 en Z2, wat gereeld in gravitasie-lens gebruik word. dit is nie gevind deur die twee individuele afmetings van die hoekdeursnee af te trek! Die korrekte formule, vir k 0, is

waar DM1 en DM2 is die dwars-afstande na Z1 en Z2, DH is die Hubble-afstand, en k is die krommingsdigtheidsparameter (Peebles 1993, bl. 336-337). Ongelukkig is die bostaande formule nie korrek nie vir k *****


As sterrekundiges verwys na afstande tussen sterrestelsels, bedoel hulle dan die afstand soos ons dit waarneem of soos nou?

Byvoorbeeld, as sterrekundiges die afstand tussen twee sterrestelsels in 'n supervoid wat 'n miljard ligjaar weg is, beskryf tot 150 miljoen ligjare. Is die afstand verteenwoordigend van wat ons waargeneem het (in wese 'n beeld van 'n miljard jaar gelede) of soos dit nou is (wat verantwoordelik is vir die uitbreiding van die heelal)?

Dit is afstand op die waargenome tyd in die verlede. Ons gebruik soms & quotcomoving units & quot wat wel rekening hou met die uitbreiding van die heelal. As twee voorwerpe 'n kiloparsek uitmekaar is, terwyl die heelal die helfte van sy huidige grootte was, dan is daar 'n paar kiloparsek uitmekaar & quot.

Maar daarbenewens beweeg sterrestelsels rond en interaksie met mekaar, so ons kan gewoonlik nie die uitbreiding van die heelalfaktor aanpak en die regte huidige afstand kry nie. Ons kan twee sterrestelsels in 'n botsing in die verre heelal sien. Teen hierdie tyd sou hulle saamgesmelt het en waarskynlik 'n elliptiese sterrestelsel gevorm het, en miskien ook ander interaksies gehad het.

Ons gebruik dus die afstand wat in die verlede waargeneem is, want dit is alles waaroor ons regtig kan weet.