Astronomie

Comment déterminons-nous une erreur de redshift ?

Comment déterminons-nous une erreur de redshift ?


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J'ai du mal à calculer l'erreur de redshift d'une galaxie. J'ai pu déterminer les redshifts des raies d'absorption et d'émission du spectre de la galaxie, puis j'ai pris la moyenne des redshifts des raies pour déterminer le redshift (global) de la galaxie. Je sais que "l'erreur" est associée aux valeurs vraies et mesurées mais je ne connais pas la vraie valeur du décalage vers le rouge de la galaxie. Existe-t-il une formule explicite ou quelque chose que je puisse utiliser pour calculer l'erreur de décalage vers le rouge de la galaxie sans référence au véritable décalage vers le rouge de la galaxie ? Tout ce que je connais, ce sont les longueurs d'onde émises et observées des raies d'émission et d'absorption du spectre galactique.


Vous confondez erreur et incertitude.

Dans les laboratoires scolaires ou dans d'autres situations où la vraie valeur d'une quantité est connue, la différence entre une valeur mesurée et cette vraie valeur est parfois appelée « erreur » dans la mesure. Une erreur inférieure est considérée comme une indication que les résultats sont réussis.

Lorsqu'on fait des observations, la vraie valeur d'une quantité est rarement connue. En effet, c'est généralement le but de faire des observations : non pas comme un outil pédagogique mais comme un moyen de déterminer quelque chose sur le monde. Dans ce cas, nous nous occupons de la incertitude dans la mesure - c'est-à-dire essentiellement dans quelle mesure nous sommes confiants dans la valeur que nous déterminons. Plus quantitativement, nous pourrions donner quelque chose comme un $3sigma$ incertitude qui explique la probabilité que la valeur réelle se situe dans les 3 écarts types de la mesure. C'est une façon de montrer à quel point les résultats sont robustes.

C'est également utile pour comparer des ensembles de mesures - si un groupe dit que (et j'invente des chiffres ici) que leurs mesures ont déterminé que la constante de Hubble est $H_0=67.0pm1.2 ext{ km} ext{ s}^{-1} ext{ Mpc}^{-1}$ et un autre groupe dit que leur les méthodes ont trouvé qu'il s'agissait plutôt $H_0=74.00pm0.75 ext{ km} ext{ s}^{-1} ext{ Mpc}^{-1}$, on voit alors d'après les incertitudes que les deux résultats sont en assez forte tension l'un avec l'autre.

Si vous déterminez quelque chose comme le redshift, vous disposez probablement de données brutes mesurant d'autres quantités. Peut-être avez-vous identifié H$alpha$ émission d'une source et j'ai trouvé qu'elle était à $lambda=8540pm30$ angströms, tandis que la longueur d'onde de repos est $lambda_0=6562.8$ angströms. Ensuite, vous pouvez utiliser des méthodes de propagation d'incertitude standard pour déterminer l'incertitude dans le décalage vers le rouge de la source. Dans ce cas, le redshift est $$z=frac{lambda}{lambda_0}-1$$ L'incertitude dans $z$ est alors $$sigma_z=sqrt{left(frac{partial z}{partiallambda} ight)^2sigma_{lambda}^2+left(frac{partial z}{ partiellambda_0} ight)^2sigma_{lambda_0}^2}$$ où j'ai inclus $sigma_{lambda_0}$, bien qu'en réalité, il devrait être beaucoup plus petit que $sigma_{lambda}$. Gardez également à l'esprit que $sigma_{lambda}$ a vraisemblablement été déterminé par la propagation d'erreurs à partir des données brutes collectées.

(Note latérale : comme l'a souligné Pela, cela suppose que le décalage vers le rouge est entièrement dû au mouvement de l'objet que vous regardez, et ce n'est pas toujours le cas. J'ai initialement choisi Lyman $alpha$ a ma ligne, qui s'avère ne pas être particulièrement utile. De plus, le décalage vers le rouge du jouet a fini par être assez faible et donc encore plus sensible à d'autres contributions non récessives, comme les vents stellaires. H$alpha$ est, je pense, un meilleur exemple, surtout avec ce redshift plus élevé.)


Comment déterminer la masse d'une planète en utilisant le redshift ?

Cela dépend avant tout de pouvoir estimer la masse de la STAR autour de laquelle la planète orbite
La masse d'une étoile normale peut être estimée par son spectre (ses couleurs de lumière). Les étoiles plus massives brûlent PLUS CHAUDE et plus bleue (longueurs d'onde plus courtes).

Logiquement, vous pourriez d'abord vous demander comment les gens ont découvert et calibré cette relation entre la couleur et la masse. ils ont utilisé des paires d'étoiles binaires, qui orbitent autour de leur centre de masse commun. si vous connaissez la masse d'une étoile (disons que c'est la même couleur que le soleil, dont nous connaissons la masse) et que vous pouvez les regarder tourner l'une autour de l'autre, alors vous pouvez connaître la masse de l'autre. alors vous mesurez la couleur de l'autre et cela donne un autre point de données. Les informations sur la façon dont la couleur et la masse sont liées s'accumulent.

Une fois que vous connaissez la masse de l'étoile, vous pouvez déterminer la masse de la planète en fonction de combien elle fait osciller l'étoile aussi et d'avant en arrière. l'étoile la plus massive prend une planète plus massive pour la faire vaciller d'une certaine quantité.
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La méthode d'oscillation n'est qu'une des nombreuses méthodes pour détecter les planètes. Concentrons-nous là-dessus. Dans ce cas, vous n'avez même pas besoin de VOIR la planète. Vous voyez juste l'étoile s'approcher, disons à 10 mètres par seconde (max), et après un moment vous la voyez ralentir et commencer à reculer, à 10 mètres par seconde (max). Et puis approcher, puis reculer, et ainsi de suite. Supposons pour simplifier que nous regardons le bord du plan d'orbite, donc nous voyons toute la vitesse de va-et-vient.

Peut-être que quelqu'un d'autre prendra le relais et expliquera cela plus en détail, avec la loi de Kepler etc. Il est plus de minuit ici et j'ai trop sommeil pour continuer.

en tout cas bonne question ! La PÉRIODE de l'oscillation donne la distance entre les deux corps (Kepler). Si vous connaissez la distance, vous pouvez relier les vitesses aux masses. Je dois dormir.


Comment déterminer l'angle avec un pulsar en mesurant son décalage vers le rouge ?

Supposons que nous (un engin spatial, une sonde ou similaire) connaissions notre position à quelques milliards de kilomètres (quelques Tm) dans n'importe quelle direction de l'espace 3D, et que nous voulions déterminer notre position avec un degré de précision plus élevé que cela.

C'était essentiellement une question sur Worldbuilding SE à laquelle j'ai répondu, où j'ai suggéré de mesurer les angles par rapport aux pulsars connus afin de trianguler sa position dans l'espace 3D. La partie que je ne connaissais pas était exactement comment vous feriez ces mesures d'angle, alors j'ai en quelque sorte supposé une approche naïve consistant à regarder autour d'eux en utilisant soit un télescope optique, soit une antenne radio à gain élevé (peut-être un réseau phasé qui peut être reconfiguré à la volée, ce qui n'est pas différent de la façon dont la radiogoniométrie RF moderne est effectuée en 2D).

Un commentaire à cette réponse par Philipp indique simplement que "Vous pouvez mesurer votre angle avec un pulsar en mesurant son décalage vers le rouge."

Comment la mesure du décalage vers le rouge aide-t-elle à déterminer l'angle par rapport au pulsar, et comment procéder de manière réaliste dans une telle situation ?

Autant que je sache, redshift peut nous renseigner sur la relative mouvement d'objets dans l'espace qui émettent un rayonnement EM. Mais ici, on ne s'intéresse pas vraiment à la relative mouvement, mais plutôt dans un angle par rapport à un plan connu ou fixe (comme la plate-forme de l'engin spatial). Je ne vois tout simplement pas en quoi le premier nous aide de manière réaliste à établir le second.

(Je ne suis pas physicien et je n'en joue même pas à la télévision, alors s'il vous plaît, soyez indulgent avec moi. Certains calculs sont bien, cependant, et je pense qu'ils pourraient être utiles.)


Imaginer l'univers

Des spectres de quasars multiples ont été obtenus avec le spectromètre à réseau de transmission de Rigel. Ce sont des galaxies lumineuses extrêmement éloignées qui ont des raies spectrales qui ont été décalées vers le rouge par Doppler parce que les quasars s'étendent loin de nous. Les astronomes calculent à quelle vitesse ces objets se déplacent en observant les longueurs d'onde décalées vers le rouge et en les comparant aux longueurs d'onde de repos connues.

La plupart des spectres galactiques sont dominés par deux types de raies d'émission : les raies de l'hydrogène (la série de Balmer) et les raies de l'oxygène. Une paire de raies fortes causées par des molécules d'oxygène qui ont été doublement ionisées (OIII) peut être trouvée à 500,7 nm et 495,9 nm respectivement. Une deuxième paire de raies fortes (OII) peut être trouvée à 372,7 nm et 373,0 nm respectivement.

Des exemples de ces caractéristiques peuvent être vus, étiquetés dans les spectres de la galaxie Mrk 1460 illustrés ci-dessous. (Tous les objets astronomiques ont un décalage vers le rouge ou vers le bleu, mais dans le cas de nombreux objets, comme Mrk 1460, le décalage est si petit qu'il peut être ignoré. Le décalage vers le rouge de Mrk 1460 est de l'ordre z = 10 -4 )

Les spectres sont situés dans le dossier partagé labimage -> Spectra -> SDSS.

1. Pour chacun des spectres, identifiez les raies Hydrogen Balmer et le doublet Oyxgen III. Ensuite, calculez le décalage vers le rouge pour chaque galaxie. Notez vos calculs dans le tableau fourni.

Nous calculons le décalage vers le rouge, z, des galaxies en observant les raies d'émission et en trouvant leurs pics, ce que vous avez fait à la question 1. Ensuite, le décalage vers le rouge est calculé par la relation

Δ λ est le changement de longueur d'onde, et λ reste est la longueur d'onde au repos.

2. Déterminez les mesures que vous croyez et décidez d'un décalage vers le rouge caractéristique pour chaque galaxie. Expliquez pourquoi vous rejetteriez certaines mesures.

3. Pourquoi pouvez-vous supposer un décalage vers le rouge caractéristique ?

où v est la vitesse, c est la vitesse de la lumière et z est le décalage vers le rouge.

Les distances aux galaxies sont beaucoup plus difficiles à mesurer que les vitesses. Généralement, les estimations de distance sont obtenues en observant des supernovae de type 1a ou des étoiles variables comme les céphéides.

5. En utilisant les distances données dans le .PDF, tracez un graphique de la vitesse en km/s en fonction de la distance en Mpc. Vous pouvez créer ce tracé dans Logger Pro, Excel ou python. Ajustez une ligne à vos données pour trouver la pente de la ligne. Quelle est cette valeur et que signifie-t-elle conceptuellement ? Explique comment cette valeur et ton graphique décrivent l'univers.

6. Avec votre valeur de la constante de Hubble, calculez l'âge de l'univers.

tâge de l'univers = 1/H0

Il peut être utile de savoir que 1 pc/Myr= 1 km/s (M=10 6 ).

7. Comparez vos résultats avec la constante de Hubble connue, 71 km/s/Mpc et l'âge de l'univers.

8. Quantifiez vos erreurs, c'est-à-dire rédigez un petit résumé sur la façon dont vous feriez ce laboratoire différemment, compte tenu de ce que vous savez maintenant.

Les astronomes préfèrent parfois mesurer les longueurs d'onde en angströms plutôt qu'en nanomètres. Un Angström est 10 -10 m , soit un 10 milliardième de mètre.


Redshift change notre façon de faire de l'astronomie

Je pense que le domaine a été un triomphe majeur dans le sens où nous comprenons maintenant la physique derrière l'émission de lumière ultraviolette et le phénomène astrophysique dans l'Univers voisin qui peut être étudié avec cette lumière. Sur le Le télescope spatial Hubble à lui seul, il y a deux instruments qui fonctionnent dans l'ultraviolet et font les expériences que je vous ai décrites. Vous devez vous demander : « Eh bien, où va le champ ? » C'est quelque chose que je ne suis pas sûr que nous sachions.

Il y a quelques problèmes à régler. J'ai déjà mentionné le besoin de télescopes de plus en plus grands. Un autre problème est le décalage vers le rouge des galaxies lointaines et du gaz. Considérons une galaxie avec des étoiles chaudes proche de la Terre. Les étoiles seront principalement de couleur bleue. Si l'Univers n'était pas en expansion, les mêmes types d'objets vus très loin de nous sembleraient toujours bleus. D'un autre côté, l'Univers est en expansion et toute la lumière provenant d'objets distants sera perçue comme plus rouge que lorsqu'elle a quitté la source. La lumière des étoiles bleues intrinsèquement chaudes dans les galaxies lointaines sera plus rouge que lorsqu'elle a quitté la source. Les longueurs d'onde seront étirées par des facteurs de 2, 4, 6, voire plus à mesure que les objets sont de plus en plus éloignés de nous.

Champ ultra-profond Hubble 2012 : Il s'agit d'une version améliorée du Hubble Ultra Deep Field (2004) avec un temps d'observation supplémentaire. Les nouvelles données révèlent une population possible de galaxies lointaines avec des décalages vers le rouge entre 9 et 12, y compris un candidat pour l'objet le plus éloigné observé depuis la Terre à ce jour. Des fragments améliorés des galaxies lointaines sont affichés en noir et blanc en haut de l'image et l'emplacement de chacune des galaxies est marqué dans l'image principale par une case de la même couleur. Toutes les galaxies ne sont pas observables sur l'image principale. Chaque galaxie est également étiquetée avec son décalage vers le rouge estimé.
Crédit : NASA, ESA, R. Ellis (Caltech), et l'équipe HUDF 2012

La lumière que nous étudions pour comprendre la physique de la formation des étoiles et des galaxies, l'origine des éléments et l'origine des gaz intergalactiques et galactiques, est ultraviolette à la source. Alors que nous observons des objets à de plus grandes distances, disons à mi-chemin dans l'Univers, le rayonnement ultraviolet produit par la physique dont j'ai parlé se déplacera vers des longueurs d'onde plus rouges car toute la lumière dans l'Univers en expansion est décalée vers le rouge. À mesure que l'Univers s'étend, toutes les longueurs d'onde s'étirent et les photons à courte longueur d'onde semblent avoir des longueurs d'onde plus longues. La longueur d'onde du rayonnement est passée de l'ultraviolet à des longueurs d'onde beaucoup plus longues au cours de son voyage dans l'espace, de la galaxie à un télescope dans l'espace près de la Terre. Aux plus hauts décalages vers le rouge connus, la lumière ultraviolette de la source apparaîtra comme de la lumière infrarouge sur la Terre. Par conséquent, l'étude de la physique à l'origine de la création du rayonnement ultraviolet et l'étude de l'origine des éléments lorsque l'on regarde dans le temps dépend d'un équipement sur Terre qui détecte la lumière des objets astronomiques qui est en fait rouge, et non bleue, car elle a été décalé vers le rouge.

Les études ultraviolettes discutées ci-dessus ont jeté les bases et nous ont donné des informations physiques pour l'étude de la formation des galaxies, de la formation des étoiles et de l'origine des éléments. Pour comprendre réellement l'évolution de ces processus à travers le temps cosmique, nous devons regarder des objets distants : nous étudions la physique comme indiqué ci-dessus, mais la lumière avec laquelle nous étudions la physique apparaît dans le rouge et non dans le bleu à cause de la expansion de l'Univers. En d'autres termes, l'histoire complète de la formation des galaxies, par exemple, nécessite une approche multi-longueurs d'onde. Bien sûr, nous continuerons à affiner notre compréhension des processus de formation des galaxies, de la formation des étoiles et de l'origine des éléments à l'aide d'observations ultraviolettes de galaxies proches de la Terre.


Colonnes du tableau

Nom de colonne Type de données La description
identifiant d'utilisateur entier ID de l'utilisateur qui a généré l'entrée.
tranche entier Tranche où l'erreur s'est produite.
tbl entier Identifiant du tableau.
Heure de début horodatage Heure de début en UTC pour le chargement.
session entier ID de session pour la session effectuant le chargement.
mettre en doute entier Identifiant de la requête. La colonne de requête peut être utilisée pour joindre d'autres tables et vues système.
nom de fichier caractère (256) Chemin complet vers le fichier d'entrée pour le chargement.
numéro de ligne bigint Numéro de ligne dans le fichier de chargement avec l'erreur. Pour COPY from JSON, le numéro de ligne de la dernière ligne de l'objet JSON avec l'erreur.
nom de la colonne caractère(127) Champ avec l'erreur.
taper caractère(10) Type de données du champ.
longueur_col caractère(10) Longueur de colonne, le cas échéant. Ce champ est renseigné lorsque le type de données a une longueur limite. Par exemple, pour une colonne avec un type de données de "caractère(3)", cette colonne contiendra la valeur "3".
positionner entier Position de l'erreur dans le champ.
raw_line caractère (1024) Données de chargement brutes qui contiennent l'erreur. Les caractères multi-octets dans les données de chargement sont remplacés par un point.
raw_field_value caractère (1024) La valeur de pré-analyse pour le champ "colname" qui a conduit à l'erreur d'analyse.
code_erreur entier Code d'erreur.
err_reason caractère (100) Explication de l'erreur.

Comment les astronomes calculent-ils le décalage vers le rouge d'une galaxie ?

Le plus précis moyen de mesurer le redshift est en utilisant la spectroscopie. Lorsqu'un faisceau de lumière blanche frappe un prisme triangulaire, il est séparé en ses différentes composantes (ROYGBIV). C'est ce qu'on appelle un spectre (pluriel : spectres).

De plus, comment mesurent-ils la vitesse des galaxies ? le la vitesse du galaxie est mesuré en observant le spectre lumineux venant du lointain galaxie. Les propriétés du spectre changent en raison du mouvement de galaxie par rapport à la Terre. En d'autres termes, vous pouvez dire que le spectre contient les informations sur le mouvement de galaxie.

Sachez également, qu'est-ce que le décalage vers le rouge d'une galaxie ?

Redshift et blueshift décrivent comment la lumière se déplace vers des longueurs d'onde plus courtes ou plus longues en tant qu'objets dans l'espace (comme les étoiles ou galaxies) se rapprochent ou s'éloignent de nous. Lorsqu'un objet s'éloigne de nous, la lumière est déplacée vers l'extrémité rouge du spectre, à mesure que ses longueurs d'onde s'allongent.

Qu'est-ce que le décalage vers le rouge et comment est-il utilisé en astronomie ?

'Décalage rouge' est un concept clé pour astronomes. Le terme peut être compris littéralement - la longueur d'onde de la lumière est étirée, la lumière est donc considérée comme 'décalé' en direction de rouge partie du spectre. Quelque chose de similaire se produit avec les ondes sonores lorsqu'une source sonore se déplace par rapport à un observateur.


Dans les spectres des quasars - quelle que soit la bande d'ondes - la composante de décalage vers le rouge gravitationnelle est effectivement nulle, elle est certainement inférieure à la résolution en longueur d'onde de n'importe quel spectroscope que je connais qui a été utilisé pour obtenir des spectres de quasars.

Il est assez facile de comprendre pourquoi il en est ainsi : l'EM que nous voyons provient de régions suffisamment éloignées du SMBH au cœur d'un quasar que le décalage vers le rouge en raison de sa profondeur dans le puits gravitationnel du SMBH est négligeable. si ce n'était pas le cas (provenant de telles régions), alors au moins les profils des lignes seraient assez différents de ce que nous observons réellement.

Autant que je sache, les seuls redshifts gravitationnels, dus à SMBH, qui ont été observés sont certains profils de raies X, et ceux-ci proviennent de galaxies voisines normales (un redshift gravitationnel dû à SgrA* peut également avoir été observé ).

Comment sauriez-vous que vous observiez une dilatation du temps dans la courbe de lumière d'un quasar ? Ou même dans les courbes lumineuses d'un million de quasars ?

Peut-être qu'une façon de répondre à cela est de comparer les quasars avec le Type1a SNe, comment observons-nous la dilatation du temps dans un tel?

En comparant un temps caractéristique observé avec l'équivalent « image de repos ». Quel « temps caractéristique » ? Appelons cela la désintégration d'un radio-isotope du fer* - nous savons que c'est x jours, ici sur Terre nous observons qu'il est y jours, dans un type particulier 1a SNe . nous attribuons la différence à la dilatation du temps.

Existe-t-il quelque chose de similaire dans les quasars ? Malheureusement, AFAIK, non.

Pour commencer, les quasars sont, à toutes fins utiles, des sources ponctuelles. Cependant, leurs spectres nous indiquent que la lumière (EM en général) provient d'au moins quatre régimes physiques différents - un disque d'accrétion, des jets, une région à raies larges, une région à raies étroites et (pour certaines bandes d'ondes) un tore poussiéreux. En plus de cela, nous nous attendons à ce qu'au moins une composante de la variabilité des quasars soit due à la microlentille, du disque d'accrétion (disons) par les étoiles de la galaxie entourant ce disque. Comment démêler une courbe de magnitude apparente en fonction du temps dans la variabilité intrinsèque d'un composant particulier ?

Nous savons également que les quasars évoluent - non seulement ils étaient plus nombreux il y a quelques milliards d'années, mais leurs caractéristiques physiques semblent avoir changé, au fil du temps (cosmologique). Comment attribuer toute variabilité observée aux parties qui sont dues au stade d'évolution particulier auquel se trouve un quasar par rapport à celle due à la dilatation du temps ?

(Il y a plus, mais ça fera l'affaire pour l'instant).

* peu importe ce que c'est réellement, pour les besoins de mon explication ici, tant que nous avons un degré élevé de confiance qu'il existe une signature temporelle caractéristique sans ambiguïté dans la courbe de lumière.

Nous pouvons en fait voir des preuves de décalage vers le rouge gravitationnel dans les QSO. Comme indiqué ci-dessus, la grande majorité du décalage vers le rouge est cosmologique, mais le décalage vers le rouge gravitationnel est imprimé sur le façonner de certaines des raies d'émission des QSO. Il y a des raies qui se sont élargies, en raison de certains matériaux émettant des radiations très proches du trou noir ayant un déplacement gravitationnel plus important que les matériaux plus éloignés.

Cet élargissement s'ajoute à d'autres élargissements tels que les effets thermiques, mais les modèles théoriques peuvent séparer les deux, et l'élargissement n'est pas symétrique et a donc une forme révélatrice.

Ainsi, la position de diverses raies d'émission dans un QSO est presque entièrement déterminée par le redshift cosmologique, mais nous pouvons voir la preuve d'un redshift gravitationnel dans la forme de certaines de ces raies.


Réponses et réponses

Habituellement, nous utilisons la spectroscopie pour déterminer la fréquence émise. Des éléments essentiellement différents auront des spectres différents et uniques (spectre de la lumière émise) et vous pourrez donc faire correspondre le spectre que vous voyez à un élément que vous connaissez. Même si la couleur absolue est décalée, les différences relatives de longueur d'onde entre deux raies d'émission différentes ne sont pas déformées.

Quelles lignes exactes vous recherchez pour quels spectres, je ne suis pas sûr cependant.

Habituellement, nous utilisons la spectroscopie pour déterminer la fréquence émise. Des éléments essentiellement différents auront des spectres différents et uniques (spectre de la lumière émise) et vous pourrez donc faire correspondre le spectre que vous voyez à un élément que vous connaissez. Même si la couleur absolue est décalée, les différences relatives de longueur d'onde entre deux raies d'émission différentes ne sont pas déformées.

Quelles lignes exactes vous recherchez pour quels spectres, je ne suis pas sûr cependant.

Et lisez les articles liés si vous ne savez pas ce que signifie un terme.

Oh, ça vient de l'utilisation de la loi de Hubble. Je ne me souviens plus du calcul exact pour le moment. Il est assez tard et mon cerveau ne fonctionne pas très bien. Mais cet article devrait le couvrir:

Fondamentalement, vous avez v=HD, et donc z vous donne v, que vous pouvez ensuite utiliser pour obtenir D à partir de D=v/H. Mais c'est un peu plus compliqué puisque l'univers est en expansion tandis que la lumière se dirige vers nous.

Voici également un très bon tutoriel sur ces sujets :

Matterwave a couvert certains des détails essentiels, l'une des choses à réaliser est le décalage vers le rouge nécessite de connaître les propriétés et les longueurs d'onde d'origine impliquées. Cela peut être un processus compliqué car il existe différents types d'influence.

décalage Doppler dû au mouvement des corps entre l'émetteur et l'observateur
décalage vers le rouge gravitationnel dû aux photons montant dans et hors d'un puits gravitationnel (l'effet Sachs-Wolfe est l'un des exemples) (http://en.wikipedia.org/wiki/Sachs-Wolfe_effect
redshift cosmologique redshift dû à l'expansion.

les mesures de distance ne reposent donc jamais vraiment sur une méthode, aucune méthode ne fonctionne à toutes les échelles de distance.

ils utilisent donc une variété de procédures appelées échelle de distance cosmique.

http://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_distance_ladder
-parallaxe (trigonométrie)
-les procédures incluent les relations entre la luminosité et la distance
-grandeurs apparentes
-analyse spectrale des réactions lumineuses connues à des éléments spécifiques.
-des bougies standard (la supernova de type 1A en est un exemple)
etc.

une partie de cela est traitée en détail dans cet article. c'est assez long et n'entre pas dans tous les détails exacts (c'est écrit plus comme un essai général de couvrir trop de choses à la fois au format lol). Cependant, j'ai essayé de couvrir certains des points principaux des mesures de distance sans devenir trop technique

gardez à l'esprit que ma signature contient de nombreux articles pour clarifier l'un des points de l'article (je sais que vous avez déjà consulté l'article sur la géométrie de l'univers d'un fil précédent.)

un facteur à retenir est qu'il existe de nombreuses vérifications croisées sur n'importe quelle mesure de distance, nous ne pouvons pas compter sur une méthode unique avec une certitude élevée pour toutes les distances. Donc plusieurs contrôles sont effectués

Cependant, cela devrait vous aider à démarrer.

Merci Chronos, Mordred.
Les lignes H sont donc la source la plus populaire, dans l'ensemble c'est un processus complexe, mais la marge d'erreur est très faible. Dans le cas de notre quasar, la ligne H est de 6,82 cm, et nous obtenons z= 2,076 et nous vérifions avec d'autres lignes, n'est-ce pas ?.

Maintenant, la procédure pour savoir quand (il y a 10,5 Gy, la calculatrice indique : 10,6) la lumière a-t-elle été émise aussi simple que le suggérait Matterwave ? Pouvons-nous obtenir ce résultat directement ?

J'ai lu que z+1 est l'étendue de l'espace, le rapport entre la distance actuelle et la distance au moment de l'émission, mais les valeurs de la calculatrice ne coïncident jamais avec le R(adius) de l'Univers de temps en temps. Est le
distance du quasar mesurée directement par l'échelle de distance D = 17,67 ?
Tout est déterminé par z et D?
est-ce une distance virtuelle, puisqu'elle est en dehors de R , le rayon de Hubble = 14,4 ?

- RÉà présent/ S = Densuite: 17,653/3,076 = 5,74 , la distance au moment de l'émission
- RÉmaintenant = / R = Và présent = 17,653/14,4 = 1,23 , la vitesse apparente de récession
Alors, qu'est-ce que et comment obtient-on Vensuite 1.24?

Merci encore pour votre aide précieuse

Une relation distance-décalage vers le rouge dépend du modèle.

Nous mesurons directement le décalage vers le rouge et la magnitude apparente (la luminosité que nous voyons ici d'un objet). En utilisant des bougies standard, nous convertissons la magnitude apparente en magnitude réelle (absolue). Nous trouvons ensuite quelles valeurs des paramètres de l'univers de Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker correspondent le mieux à la relation redshift-magnitude.

Les valeurs de ces paramètres nous donnent un modèle particulier. Une fois que nous avons le modèle, nous pouvons calculer une relation distance-décalage vers le rouge.

Pour le modèle cosmologique standard,

montre comment faire le calcul.

Cela dépend du concept de distance utilisé. Voir le premier paragraphe du fichier joint.

Merci Georges et félicitations pour ton article.
Avant de me lancer dans une tâche difficile, pouvez-vous confirmer que tout cela est conventionnel ?
On ne peut pas évaluer une distance sans modèle cosmologique ? s'applique-t-il aussi aux étoiles proches ou même au Soleil ?
Je profite de votre expertise pour vous poser une question qui me tracasse :

J'ai remarqué (dans la calculatrice) que tout les distances de co-mouvement présumées sont en dehors du rayon R réel de l'Univers. Ceci est étrange et pourrait être justifié par le fait qu'il s'agit de distances virtuelles (?). Mais ce qui m'a frappé, c'est aussi tout le vrai les distances des étoiles de nous à l'époque où la lumière était émise dans le passé étaient en dehors du rayon.
N'est-ce pas étrange? est-il possible qu'il n'y ait pas eu d'étoile du tout dans le rayon de l'univers ?

-même notre quasar (ce qui est relativement proche, avec z ≈ 2) , lorsqu'elle est émise, la lumière que nous observons actuellement, est considérée comme étant à plus de 1 Gly plus éloignée de nous que le bord de l'univers !

. mais les valeurs de la calculatrice ne coïncident jamais avec le R(adius) de l'Univers de temps en temps. Est le
distance du quasar mesurée directement par l'échelle de distance D = 17,67 ?
Tout est déterminé par z et D?
est-ce une distance virtuelle, puisqu'elle est en dehors de R , le rayon de Hubble = 14,4 ?

- RÉà présent/ S = Densuite: 17,653/3,076 = 5,74 , la distance au moment de l'émission
- RÉmaintenant = / R = Và présent = 17,653/14,4 = 1,23 , la vitesse apparente de récession
Alors, qu'est-ce que et comment obtient-on Vensuite 1.24?

Merci encore pour votre aide précieuse

R, dans la calculatrice, ne signifie pas "rayon de l'univers", c'est le rayon d'une partie relativement petite de l'univers appelée " sphère de Hubble ", la région qui nous entoure où les distances augmentent MOINS OU ÉGAL à la vitesse de la lumière. LA PLUPART DES GALAXIES QUE NOUS OBSERVONS SONT EN DEHORS DE LA SPHÈRE HUBBLE
C'est leur distance actuelle réelle, autant que nous puissions l'estimer, est supérieure à R.
Il est donc trompeur/déroutant de penser à R comme le rayon de l'univers, Bobie. Il serait préférable de l'appeler le HUBBLE RADIUS.

Ainsi, dans votre exemple, la distance actuelle au quasar (si nous pouvions suspendre l'expansion pour nous donner le temps de mesurer avec un radar ou un étalon très long ou autre) est en fait estimée à 17,67 Gly, comme vous le dites. Ce n'est pas non plus "virtuel" "biggrin : et ce n'est pas"un temps de trajet léger"ou quelque chose comme ça --- c'est la bonne distance d'aujourd'hui au quasar.

Et vous avez fait l'arithmétique correctement, pour obtenir la distance ALORS appropriée "17,653/3,076 = 5,74"

Maintenant, vous demandez "comment obtenons-nous Vensuite 1,24 ?"

Eh bien évidemment ça va être la distance appropriée puis divisée par le rayon de Hubble puis . Et vous avez déjà trouvé 5,74 Gly comme le Densuite la bonne distance au moment de l'émission. Il suffit donc de lever les yeux et de voir quel était le rayon R de Hubble au moment de l'émission. Ensuite, si vous divisez par cela, vous devriez obtenir 1,24.

C'est à cela que sert le rayon Hubble R. C'est la distance de taille qui augmente à la vitesse c, à un moment donné de l'histoire. Et toutes les autres distances augmentent à une vitesse proportionnelle à leur taille. Ainsi, la distance 2R augmente à la vitesse 2c, et la distance 3R augmente à la vitesse 3c. C'est ce que dit la loi de Hubble --- la vitesse de récession à un moment donné est proportionnelle à la taille de la distance appropriée. Donc, pour trouver la vitesse de récession, il suffit de diviser par le rayon de Hubble !

Vérifiez-le et voyez ce que vous obtenez. Je parie que vous obtenez Vensuite = 1.24

Vous posez de bonnes questions et c'est formidable que vous ayez une certaine expérience pratique avec le modèle.

Il y a une réponse simple à votre autre question sur la raison pour laquelle la plupart des galaxies que nous pouvons voir avec un télescope sont à une distance actuelle supérieure à R, mais je ne veux pas faire ce post trop long donc je vais laisser ça pour plus tard (et quelqu'un d'autre peut y accéder en premier.)


Réponses et réponses

Seulement en tant qu'amature, c'est pourquoi je demande de l'aide, cela et ne pouvant trouver aucun résultat pour des expériences similaires.
J'ai rencontré des gens qui les rejettent simplement comme invalides parce qu'ils savent avec certitude quels seraient les résultats, mais n'ont jamais fourni de preuves d'observation de leurs affirmations. Je sais quels devraient être les résultats, il n'y a vraiment aucun mal à s'en assurer.

Je trouve aussi que beaucoup de gens à qui je parle ne comprennent pas très bien l'optique et lorsqu'on leur présente mes diagrammes, ils choisissent la compréhension de base qui leur a été enseignée.
Donc, dans cet esprit, vous pourriez peut-être voir ces diagrammes :- http://homepage.ntlworld.com/papermodels/reflectors/ , et répondre à une question simple : rouge ou bleu ?

Seulement en tant qu'amature, c'est pourquoi je demande de l'aide, cela et ne pouvant trouver aucun résultat pour des expériences similaires.
J'ai rencontré des gens qui les rejettent simplement comme invalides parce qu'ils savent avec certitude quels seraient les résultats, mais n'ont jamais fourni de preuves d'observation pour leurs allégations. Je sais quels devraient être les résultats, il n'y a vraiment aucun mal à s'en assurer.

Je trouve aussi que beaucoup de gens à qui je parle ne comprennent pas très bien l'optique et lorsqu'on leur présente mes diagrammes, ils choisissent la compréhension de base qui leur a été enseignée.
Donc, dans cet esprit, vous pourriez peut-être voir ces diagrammes :- http://homepage.ntlworld.com/papermodels/reflectors/ , et répondre à une question simple : rouge ou bleu ?

Je suis allé sur ce site Web et j'ai tout regardé. Je ne parviens pas à connecter une image avec la spectroscopie à décalage vers le rouge. Vous demandez "et répondez à une question simple : Rouge ou Bleu ?" Est-ce une sorte de blague ?

Seulement en tant qu'amature, c'est pourquoi je demande de l'aide, cela et ne pouvant trouver aucun résultat pour des expériences similaires.
J'ai rencontré des gens qui les rejettent simplement comme invalides parce qu'ils savent avec certitude quels seraient les résultats, mais n'ont jamais fourni de preuves d'observation pour leurs allégations. Je sais quels devraient être les résultats, il n'y a vraiment aucun mal à s'en assurer.

Je trouve aussi que beaucoup de gens à qui je parle ne comprennent pas très bien l'optique et lorsqu'on leur présente mes diagrammes, ils choisissent la compréhension de base qui leur a été enseignée.
Donc, dans cet esprit, vous pourriez peut-être voir ces diagrammes :- http://homepage.ntlworld.com/papermodels/reflectors/ , et répondre à une question simple : rouge ou bleu ?

Le but des images est une tentative pour atteindre votre niveau de compréhension de l'optique.
Les images en bleu sont une exagération de la courbe caustique produite par une lumière effectivement (non) parallèle. Les images rouges sont votre optique idéale standard enseignée à un niveau de base.

Les caustiques ont tout à voir avec la spectroscopie, peut-être n'avez-vous tout simplement pas compris l'idée derrière les expériences ? Je pensais que c'était clair à voir.
Ok, consider this, we send a divergent light source through a prism and obtain a spectrum one meter away, now we increase the divergence by 0.001 arcsecond and obtain a second spectrum, what happens to the second spectrum, does it stay the same as the first, or does it broaden and by how much?
My interest lies not with spectrum broadening within the apperatus, as this has surely been taken into account with telescopic design, my interest lies in what happens to the spectrum when a distant object with irregular shape produces a more complex caustic.

No-one, as yet, can provide me with an answer, hence the attempt at designing basic experiments to provide an answer.

Only as an amature, which is why I'm asking for help, that and not being able to find any results for similar experiments.
I have come across folks that simply dismiss these as invalid because they know for sure what the results would be, yet have never supplied any observational evidence for their claims. I know what the results should be, there's really no harm in making sure.

I also find alot of folks I talk to don't really understand optics that well and when presented with my diagrams choose the basic understanding they were taught.
So with that in mind maybe you could view these diagrams :- http://homepage.ntlworld.com/papermodels/reflectors/ , and answer a simple question: Red or Blue?

I've looked at all the diagrams you referred to. Will you please explain your request to "answer a simple question: Red or Blue?" I do not get how to answer it because I cannot figure out what you are referring to. Thank you.

The point of the pictures is an attempt to attain you level of understanding of optics.
The images in blue are an exageration of the caustic curve produced by effectively (Non)parallel light. The red images are you standard ideal optics taught at a basic level.

Caustics have everything to do with spectroscopy, maybe you just didn't understand the idea behind the experiments? I thought it was plain to see.

Do they? Why have my books on spectroscopy never mentioned them?

I believe the focal plane is moved backwards, so you would have to move your sensor backwards to attain proper focus. Nothing happens to the spectrum. Unless I'm misunderstanding what you mean by a "divergent light source".

My interest lies not with spectrum broadening within the apperatus, as this has surely been taken into account with telescopic design, my interest lies in what happens to the spectrum when a distant object with irregular shape produces a more complex caustic.

No-one, as yet, can provide me with an answer, hence the attempt at designing basic experiments to provide an answer.

codex, this is from your opening post on 7 February:

“I'm not interested in any discussion as to the validity of doing the experiments, kindly keep that nonsense to yourself, I'm only interested in any input to correct, improve on them, or extend them for non visible or polarized light.”

It is rather unusual for a scientist to say this because if another experienced scientist studied your experiments and wanted to offer some constructive suggestions, you have already decided in advance that his comments are “nonsense”. This indicates a lack of openness to evaluation by other experts. We who work in science do not commonly encounter this approach.

It is especially unusual since you say in post #3 on 22 February: “Only as an amature (sic), which is why I'm asking for help, that and not being able to find any results for similar experiments.” By claiming to be an amateur one would expect a more open-minded request for help. You further state “I know what the results (of these experiments) should be, there's really no harm in making sure.” So, will you please explain how you know what the results should be, what those results are, and what observational evidence you have accumulated? Will you supply some peer-reviewed journal reference article or some textbook that describes the results of these experiments?

The website you referred readers here to on 22 February did not contain the file: redshiftexperiments. 25-Feb2013 04:16 2.4K
It was added to the site on 25 February.

I have read the document “Redshift Experiments” carefully and it has become clear why you label yourself as “an amature" (sic). Clearly you are. Clarity and simplicity in writing is essential for accurate and effective communication. Is English your first language? Notwithstanding all the misspelled words there appears to be some fundamental misunderstandings in your ideas about redshift measurements of distant objects. If you had simply posted this document in your opening post it would have simplified the process of communicating your ideas. In the document I found eleven declarative statements and nine specific questions. I’ve taken the liberty to separate them into two lists and to correct most of the spelling errors. This effort is intended to assist us to grasp your proposed experiments and to attempt to formulate useful answers to your questions. If I’ve made any mistakes in transcribing the document, please inform me soon. I’ve commented on a few statements.

S1. Optically we cannot resolve the light from the edges of distant objects so we use the term effectively parallel.
S2. Light from distant objects is NOT perfectly parallel.
S3. Effectively parallel is not true parallel, an angular component exists in ALL incident light.
S4. The prism, or grating, is based on and set up for parallel light, but light isn't parallel.
S5. Optically we need to know what happens to the spread of the spectrum of light for parallel, convergent, and divergent light.
S6. When light is not parallel, which is always the case, we do not obtain a true focal point, we obtain a caustic curve either in front or behind the 'ideal' focal point.
S7. Since the angular component is based on angular diameter, it is logical to assume the caustic curve is directly proportional to the angular diameter.
S8. It isn't a secret that redshift values are directly proportional to magnitude, and that magnitude is proportional to angular diameter.
S9. The angular diameter V's redshift comparisons support a need to investigate the interaction of angular component and the instruments used for observations.
S10. An investigation is needed to calculate the degree of spread in redshift in the instrumentation compared to the angular component of incident light.
S11. Until such an investigation is carried out and the findings made public, ALL redshift based theory is merely speculation.

Questions:
Q1. So what happens when we use a prism, or diffraction grating, to split light?
Q2. What degree of angular component is needed, in convergent or divergent light, to affect the result spread of the spectrum?
Q3. What would happen if we set up our instruments for a nearby star and then compare that spectrum to a spectrum of an object with a different angular component?
Q4. Do we expect the angular component to somehow magically not alter the spread or position of the spectrum produced?
Q5. What happens to the spread of the spectrum if the light becomes more, or less, divergent, or convergent?
Q6. Wouldn't even the smallest angular difference move the spread of the spectrum?
Q7. If the difference in caustic curvature moves the spread of the spectrum, then isn't it also logical that some portion of the shift in the spectrum comparisons are directly proportional to the angular diameter?
Q8. What about object shape?
Q9. How does shape change the observed change in the spectrum?
++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++++
my comments on a few statements:

S1. Only about ten nearby stars can be resolved as more than point sources. Stars more distant do appear as point sources.
S4. In modern spectrometers the light rays impinging on the prism or grating are parallel because they have passed through the collimator element.
S8. Measured redshift values are not proportional to magnitude of the object as you claim. Redshifts are proportional to the relative difference between the observed and emitted wavelengths of an object. And magnitude of the distant object is not proportional to angular diameter as you claim. The apparent magnitude of a celestial body is a measure of its brightness as seen by an observer on Earth, adjusted to the value it would have in the absence of the atmosphere. There is no connection between angular diameter and magnitude.
S11. You claim that your “investigations” should be done and the findings made public. You also claim that “until then, ALL redshift based (sic) theory is merely speculation.” This is a massive, sweeping claim that affects thousands of astrophysicists and astronomers world-wide. Is this a “personal theory”? Is there any supporting literature, any studies, any empirical evidence you can offer to support your claims?


Watch the video: Miten saan käyttää teoksia (Juillet 2022).


Commentaires:

  1. Addney

    Vous avez atteint le but. Dans ce quelque chose est aussi bonne idée, je soutiens.

  2. Meilseoir

    le message Incomparable, me plaît beaucoup :)

  3. Harrison

    Je m'excuse, mais à mon avis, vous vous trompez. Je propose d'en discuter. Écrivez-moi dans PM, nous allons le gérer.

  4. Woodward

    Vous n'êtes pas correcte. Envoyez-moi un courriel à PM.

  5. Dusty

    Bravo, vous avez été visité par l'idée tout simplement magnifique

  6. Coby

    To be honest, at first I did not fully understand, but the second time I got it - thanks!

  7. Hlaford

    Je suis absolument d'accord avec vous. Il y a quelque chose là-dedans et l'idée est excellente, je la soutiens.



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