Tartalom
- TL; DR (túl hosszú; nem olvastam)
- Hogyan számolhatunk egy könnyű évet vagy más könnyű távolságot?
- Kozmológiai távolságok és vöröseltolódás
- A kozmológiai távolság megkeresése
Sokan félreértik, mi a „fényév”. Bár ez időmérésnek tűnik, mivel tartalmazza az évet, valójában távolság. Bizonyos értelemben ez a távolság a fénysebességben kifejezve, tehát más mérési lehetőségek is vannak, például egy fénynap vagy akár egy másodperc. Ez azonban csak a történet része, mivel a távolságot kozmikus méretekben bonyolítja a tér-idő szövetének kiterjesztése. A fényév kiszámítása egyszerű, egyszerűen szorozzuk meg a fénysebességet egy év másodpercének számával, de a kozmológiai távolságok kiszámítása nem olyan egyszerű. Az objektum vöröseltolódását a legegyszerűbb objektíven meghatározni, de vannak olyan fogalmak, mint például a vágási távolság, amelyek szintén hasznosak lehetnek.
TL; DR (túl hosszú; nem olvastam)
A képlet segítségével keresse meg a távolságot fényben:
dL = ct
Ahol c a fény sebessége, dL a távolság, és t az időtartam. Egy könnyű évre:
Világos év = a fény sebessége × a másodpercek száma egy évben
A kozmológiai távolságok kozmológiai számológéppel és a kérdéses tárgy vöröseltolódásával találhatók meg.
Hogyan számolhatunk egy könnyű évet vagy más könnyű távolságot?
Számítson ki egy könnyű évet az egyszerű képlet segítségével:
Világos év = a fény sebessége × a másodpercek száma egy évben
A fénysebességet általában a szimbólum jelöli c, és ha megszorozzuk bármilyen időtartammal (t), akkor megkapja azt a „fénytávolságot” (dL) a számításból. Így lehet írni:
dL = ct
A fénysebesség körülbelül 2,998 × 108 méter másodpercenként, tehát egy fényév:
Fényév = 2,998 × 108 m / s × 365,25 nap / év × 24 óra / nap × 60 perc / óra × 60 másodperc / perc
= 9.46 × 1015 m
Ez a számítás évente 365,25 napot használt a szökőévek elszámolására. Hasonlóképpen egy fénynap:
Világos nap = 2,998 × 108 m / s × 24 óra / nap × 60 perc / óra × 60 másodperc / perc
= 2.59 × 1013 m
Kozmológiai távolságok és vöröseltolódás
A kozmológiai léptékű távolságok bonyolultak, mivel a tér-idő teljes szövete folyamatosan bővül. Tehát például, ha egy távoli galaxisból származó fényjelzés felé fordul, akkor a fénysebességgel mozog, és valószínűleg több száz millió évbe telik az út befejezése. Ezen idő alatt maga a tér kibővült, és így a távolság még távolabbi, mint az út elején lett volna. Ez nagyon megnehezíti annak meghatározását, mi az valójában eszközök mondani, hogy valami megtett egy bizonyos távolságot az űrben. A „tetováló” távolság a térrel együtt növekszik, tehát ez okozza ezt a problémát, de ez még mindig nem megfelelő minden célra.
A térbeli távolság legobjektívebb mérőszáma a „vöröseltolódás”. Ez azt méri, hogy a fényhullám mennyit „kinyújtotta” (közelebb helyezte a spektrum vörös végéhez), mert az űr megnőtt az útja során. Ha távolabb tart, akkor a fény hullámhosszát jobban elmozdította.
Vörös váltás (Z) azt jelenti:
Z = (λobs – λpihenés) / λpihenés
Ahol λ a hullámhossz szimbóluma, a „obs” és a „pihenő” indexek pedig azt a hullámhosszt jelentik, amelyet megfigyelt, és annak a referenciakeretnek a hullámhosszát, ahol azt kibocsátották. Megtalálhatja a hullámhosszt, amikor azt kibocsátották, a laboratóriumban kapott standard értékek alapján, mivel a különféle anyagok a spektrum bizonyos részein fényt vesznek fel és bocsátanak ki.
A kozmológiai távolság megkeresése
A kozmológiai távolságok megtalálása elég kihívást jelent. Bár kiszámolhatja, a legjobb megoldás egy kozmológiai számológép használata, amelyben már vannak néhány bevitt standard paraméter. Írja be annak a objektumnak a vöröseltolódását, amelyhez meg szeretné találni a távolságot, a számológép által javasolt paraméterek segítségével, és sok távolságot fog visszatérni, ideértve az egyesített távolságot és a könnyű utazási időt. Szorozzuk meg a könnyű utazási időt (másodpercre konvertálva, mint az első szakaszban) a fénysebességgel, hogy megkapjuk a fény által megtett távolságot.