Відстані в космології

У фізичній космології вимірювання відстаней дає змогу ввести натуральне поняття про відстань між двома об'єктами або подіями у Всесвіті. Часто ці "вимірювання" просто пов'язують спостережувану величину (таку як світність віддаленого квазара, чи червоне зміщення віддаленої галактики, чи кутовий розмір акустичних піків реліктового випромінювання) з іншою величиною, що не може бути виміряна безпосередньо, але є більш зручною для обчислень (наприклад, супутні координати квазара, галактики і т.д.). Всі визначення відстані, наведені нижче, на малих червоних зміщеннях зводяться до звичайної евклідової відстані.

Всі ці відстані обчислені в рамках загальної теорії відносності, а точніше - в космологічному розв'язку однорідного ізотропного Всесвіту - метрики Фрідмана-Леметра-Робертсона-Вокера.

Огляд

Є кілька різних означень «відстані» в космології, вони всі збігаються на малих червоних зміщеннях. Вирази для цих відстаней є найбільш зручними, якщо вони записані як функції червоного зміщення, оскільки воно є завжди спостережним. Ці функції легко переписати як залежність від масштабного фактору, оскільки $a=1/(1+z)$ , або ж від космічного $t$ чи конформного часу $\eta$ після нескладної заміни змінної.

Ввівши безрозмірний параметр Хаббла:

E(z)={\sqrt {\Omega _{m}(1+z)^{3}+\Omega _{k}(1+z)^{2}+\Omega _{\Lambda }}}

і відстань (радіус) Хаббла $d_{H}=c/H_{0}$ , зробимо відношення між різними відстаннями більш очевидними. Тут $\Omega _{m}$ і $\Omega _{\Lambda }$ є параметрами густини матерії (темної+видимої) та темної енергії відповідно, а $\Omega _{k}=1-\Omega _{m}-\Omega _{\Lambda }$ відповідає вкладу кривини; $H_{0}$ це параметр Хаббла сьогодні, а $c$ — швидкість світла. Наступні виміри відстаней від спостерігача до об'єкту на червоному зміщенні $z$ взовж лінії зору часто використовуються в космології:[1]

Супутня відстань (comoving distance):

d_{C}(z)=d_{H}\int _{0}^{z}{\frac {dz'}{E(z')}}

Поперечна супутня відстань (transverse comoving distance):

d_{M}(z)=\left\{{\begin{array}{ll}{\frac {d_{H}}{\sqrt {\Omega _{k}}}}\sinh \left({\sqrt {\Omega _{k}}}d_{C}(z)/d_{H}\right)&\Omega _{k}>0\\d_{C}(z)&\Omega _{k}=0\\{\frac {d_{H}}{{\sqrt {|\Omega _{k}}}|}}\sin \left({\sqrt {|\Omega _{k}|}}d_{C}(z)/d_{H}\right)&\Omega _{k}<0\end{array}}\right.

Відстань за кутовим діаметром (angular diameter distance):

d_{A}(z)={\frac {d_{M}(z)}{1+z}}

Світимісна відстань (luminosity distance) :

d_{L}(z)=(1+z)d_{M}(z)

Світлова відстань (light-travel distance):

d_{T}(z)=d_{H}\int _{0}^{z}{\frac {dz'}{(1+z')E(z')}}

Зверніть увагу, the поперечна супутня відстань переходить в супутню відстань при ліміті $\Omega _{k}\to 0$ , тобто в плоскому Всесвіті, ці величини тотожні.

Порівняння космологічних вимірів відстані для червоних зміщень від нуля до 0.5. Космологія фону - параметр Хаббла = 72 km/s/Mpc,

\Omega _{\lambda }

=0.732,

\Omega _{m}

= 0.266,

\Omega _{r}

=0.266/3454, і

\Omega _{k}

рівний різниці 1 і решти параметрів.

Таке ж саме порівняння з такими ж параметрами на більших червоних зміщеннях (z=10 000 відповідає епосі рівних параметрів густини матерії і випромінювання,

\Omega _{r}=\Omega _{m}

)

Деталі

Супутня відстань

Супутня відстань між фундаментальними спостерігачами, тобто спостерігачами, що рухаються разом з потоком Хаббла, не змінюється з часом, тому що вона відображає розширення Всесвіту. Отримується інтегруванням власних відстаней сусідніх фундаментальних спостерігачів уздовж лінії зору, де власна відстань є те, що дали б вимірювання при постійному космічному часі.

Поперечна супутня відстань

Два супутні об'єкти на відстані червоного зміщення по лінії зору $z$ обоє і розділені кутовою відстанню $\delta \theta$ на небі знаходяться між собою на відстані $\delta \theta d_{M}(z)$ де $d_{M}(z)$ визначена відповідним чином, як вказано вище. Виявляється що супутня поздовжня відстань є тотожною з відстанню власного руху (proper motion distance, звідки індекс позначення - m), яка є означена як відношення власне відстані поздовжньої (відстань за одиницю часу) до спостережуваної на небі (радіанів за одиницю часу).

Відстань кутового діаметра

Об'єкт розміру $x$ на відстані червоного зміщення $z$ що має кутовий розмір $\delta \theta$ буде мати відстань кутового діаметра $d_{A}(z)=x/\delta \theta$ . Це часто використовується для спостереження так званих стандартних лінійок, наприклад, в контексті спостережень баріонних акустичних осциляцій.

Світимісна відстань

Якщо справжня світимість $L$ віддаленого об'єкту відома, ми можемо обчислити його світимісну відстань вимірюючи потік $S$ і визначаючи $d_{L}(z)={\sqrt {L/4\pi S}}$ , що буде еквівалентом для виразу, вказано вище для $d_{L}(z)$ . Ця величина є важливою для вимірювань стандартних свічок як, наприклад, наднові типу Ia, з допомогою яких вперше відкрили прискорене розширення Всесвіту.

Світлова відстань

Ця відстань це просто час, за які світло дійшло від об'єкту до спостерігача, помножений на швидкість світла. Наприклад, радіус видимого всесвіту в такому вимірі відстаней це просто вік Всесвіту помножений на швидкість світла, себто приблизно 13.7 млрд. світлових років.

Див. також

Примітки і джерела

David W. Hogg (2000). «Distance measures in cosmology». arXiv:astro-ph/9905116v4.

P. J. E. Peebles, Principles of Physical Cosmology. Princeton University Press (1993)
Scott Dodelson, Modern Cosmology. Academic Press (2003).

This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.

[Hogg-1] David W. Hogg (2000). «Distance measures in cosmology». arXiv:astro-ph/9905116v4.