Astronomia

Conversione approssimativa del redshift 'z' in un tempo e/o distanza, durante la lettura di documenti?

Conversione approssimativa del redshift 'z' in un tempo e/o distanza, durante la lettura di documenti?


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.

Sto cercando una qualche forma di formula "grezza e pronta" per convertire tra redshift z valore, anni da BB e distanza, così che quando leggo un articolo di astronomia e discute un evento che si è verificato a z=10+/-0,5, o un quasar a z=7, posso avere un'idea approssimativa di quando l'evento si è verificato e quanto lontano dicono sia il quasar, come contesto.

Sono consapevole che questa è una domanda intrinsecamente vaga, poiché i tempi e le distanze dipendono dal modello e dalla convenzione scelti, e anche che non sto specificando distanze/coordinate adeguate, ecc.

La mia ipotesi è che la maggior parte dei modelli attuali e dei loro parametri, che sono accettati e utilizzati dal mainstream, saranno basati su parametri molto simili di modelli molto simili (se non lo stesso modello), come gli ultimi parametri di Planck o simili. Potrebbero differire di più a causa di ipotesi su tempi molto precoci, ma il redshift è intrinsecamente> ~ 380 k anni, e se variassero molto per periodi oltre quel periodo di tempo, avremmo problemi reali. In altre parole, sospetto/spero che eventuali differenze nelle risposte dovute alla variazione del modello non cambino significativamente la risposta a Questo domanda. Quindi l'unica domanda sarà (si spera) quale convenzione o tipo di metrica/distanza sarà appropriata.

Se è necessario fare un'ipotesi (come il significato di "distanza" da applicare o il punto zero utilizzato per il tempo: BB o fine dell'inflazione, ecc.) Per favore, fai un'ipotesi che molto probabilmente mi aiuterà e modificherò la domanda per chiarire se necessario, una volta che vedo cosa c'è di troppo vago nella domanda come inizialmente formulata.

Grazie !


Usa uno dei "calcolatori di cosmologia". Le conversioni dipendono da ciò che si assume per i parametri cosmologici.

Ecco uno che farà quello che vuoi. http://home.fnal.gov/~gnedin/cc/

per esempio. Per i parametri predefiniti, $z=7$ corrisponde a un tempo di ricerca indietro di 13,01 miliardi di anni, mentre $z=10,5$ corrisponde a un tempo di ricerca indietro di 13,33 Gyr, con l'età attuale dell'universo pari a 13,78 Gyr. Scegliendo l'opzione "distanza di luminosità", stabiliamo che l'oggetto ha una distanza di luminosità di 112 Gpc.

Se vuoi la giusta distanza puoi usare http://www.astro.ucla.edu/~wright/CosmoCalc.html Secondo questo calcolatore l'oggetto $z=10.5$ è attualmente alla giusta distanza di 9,76 Gpc (31,8 miliardi anni luce).


Sospetto che convertire lo spostamento verso il rosso in distanza, per qualsiasi particolare oggetto, avrà molti errori. Soprattutto per z > 1. Anche per 0,05 < z < 1, gli errori sono spesso superiori al 10%.


L'emivita è definita come la quantità di tempo impiegata da una data quantità per diminuire alla metà del suo valore iniziale. Il termine è più comunemente usato in relazione agli atomi sottoposti a decadimento radioattivo, ma può essere usato per descrivere altri tipi di decadimento, esponenziale o meno. Una delle applicazioni più note dell'emivita è la datazione al carbonio-14. L'emivita del carbonio-14 è di circa 5.730 anni e può essere utilizzata in modo affidabile per misurare date fino a circa 50.000 anni fa. Il processo di datazione al carbonio-14 è stato sviluppato da William Libby e si basa sul fatto che il carbonio-14 viene costantemente prodotto nell'atmosfera. È incorporato nelle piante attraverso la fotosintesi e poi negli animali quando consumano le piante. Il carbonio-14 subisce un decadimento radioattivo una volta che la pianta o l'animale muore, e misurare la quantità di carbonio-14 in un campione fornisce informazioni su quando la pianta o l'animale è morto.

Di seguito sono mostrate tre formule equivalenti che descrivono il decadimento esponenziale:

    dove
    no0 è la quantità iniziale
    not è la quantità rimanente dopo il tempo, t
    t1/2 è l'emivita
    τ è la vita media
    λ è la costante di decadimento

Se un archeologo trovasse un campione fossile che conteneva il 25% di carbonio-14 rispetto a un campione vivente, l'ora della morte del campione fossile potrebbe essere determinata riorganizzando l'equazione 1, poiché not, no0, e t1/2 sono conosciuti.

Ciò significa che il fossile ha 11.460 anni.

Derivazione della relazione tra le costanti di emivita

Utilizzando le equazioni di cui sopra, è anche possibile derivare una relazione tra t1/2, τ, e λ. Questa relazione consente la determinazione di tutti i valori, purché se ne conosca almeno uno.


2 risposte 2

La risposta breve è che, come hai detto, il redshift dipende dal fattore di scala al momento della trasmissione (rispetto al presente). Poiché la luce viaggia a una velocità finita, la luce proveniente da sorgenti più lontane è stata trasmessa in un tempo e quindi in un fattore di scala diverso.

La tua equazione del redshift NON implica lo stesso redshift per qualsiasi distanza, penso che tu stessi solo interpretando, dimenticando che la luce che stiamo attualmente ricevendo da stelle lontane e vicine (relativamente parlando) è stata rilasciata in tempi MOLTO diversi (e quindi fattori di scala ). La relazione di Hubble segue direttamente dall'equazione del redshift per un universo in espansione.


Lezione 31: La radiazione cosmica di fondo a microonde

Soluzione

  • Molto presto l'Universo era dominato dalle radiazioni &rhorad > &rhom.
  • La transizione è avvenuta quando &rhorad = &rhom. cioè, quando &rhorad(t0) (1+z) 4 = &rhom(t0) (1+z) 3
  • Pertanto, il redshift di transizione è dato da densità attuali di materia e radiazione come

  • La temperatura del fondo cosmico La radiazione cambia a questo redshift è T = T(t0) (1+z) &asimp 2,725 K x 5000 = 13600 K

Possiamo calcolare il tempo di questo o di altri eventi per i quali ora abbiamo il redshift?


Redshift

Gli astronomi possono conoscere il movimento degli oggetti osservando il modo in cui il loro colore cambia nel tempo o è diverso dal previsto.

Redshift è un esempio dell'effetto Doppler. Quando un oggetto si allontana da noi, le onde sonore o luminose emesse dall'oggetto si allungano, il che le fa avere un tono più basso e le sposta verso l'estremità rossa dello spettro elettromagnetico. Nel caso delle onde luminose, questo è chiamato redshift. Quando un oggetto si muove verso di noi, le onde sonore e luminose si raggruppano, quindi il tono del suono è più alto e le onde luminose si spostano verso l'estremità blu dello spettro elettromagnetico. Nel caso delle onde luminose, questo è chiamato blueshift.

Il video qui sotto mostra i concetti dell'effetto Doppler e del redshift.

In che modo gli astronomi misurano il redshift?

Il modo più accurato per misurare il redshift è utilizzare la spettroscopia. Osservando gli spettri di stelle o galassie, gli astronomi possono confrontare gli spettri che vedono per elementi diversi con gli spettri che si aspetterebbero. Se le linee di assorbimento o di emissione che vedono vengono spostate, sanno che l'oggetto si sta muovendo verso di noi o lontano da noi. Ad esempio, se le linee di assorbimento sono tutte spostate verso l'estremità rossa dello spettro, l'oggetto viene spostato verso il rosso. L'oggetto si sta allontanando da noi.

Per oggetti lontani come i quasar, alcuni dei quali sono troppo deboli per essere osservati mediante spettrocopia, gli astronomi misurano i redshift fotometrici. In questo caso osservano il picco di luminosità dell'oggetto attraverso vari filtri. Un oggetto che è spostato verso il rosso vedrà la sua luminosità di picco apparire attraverso i filtri verso l'estremità rossa dello spettro.

Gli astronomi parlano di redshift in termini di parametro redshift z. Questo è calcolato con un'equazione:

z = (λosservato - riposo)/λriposo

dove λosservato è la lunghezza d'onda osservata di una riga spettrale, e λrest è la lunghezza d'onda che quella riga avrebbe se la sua sorgente non fosse in movimento.

z è correlato alla distanza di un oggetto. Questo calcolatore cosmologico ti consente di inserire valori di z e trova il tempo di viaggio della luce corrispondente. Questo ti dice il numero di anni che la luce dell'oggetto ha viaggiato per raggiungerci. Tuttavia, questa non è la distanza dall'oggetto in anni luce, perché l'universo si è espanso mentre la luce viaggiava e l'oggetto ora è molto più lontano. La distanza radiale in movimento tiene conto di questa espansione ed è la distanza dall'oggetto ora.

I più alti spostamenti verso il rosso conosciuti provengono dalle galassie che producono lampi di raggi gamma. Il redshift più alto confermato è per una galassia chiamata UDFy-38135539 con a z valore di 8,6, che corrisponde a un tempo di viaggio leggero di circa 13,1 miliardi di anni. Ciò significa che la luce che vediamo ora ha lasciato la galassia circa 600 milioni di anni dopo il Big Bang! La galassia è ora distante da noi 30,384 miliardi di anni luce a causa dell'espansione dell'universo durante il tempo in cui la luce della galassia è arrivata fino a noi..

La tabella seguente fornisce i tempi di percorrenza della luce e le distanze per alcuni valori di esempio di z:

z Tempo in cui la luce ha viaggiato Distanza dall'oggetto ora
0.0000715 1 milione di anni 1 milione di anni luce
0.10 1.286 miliardi di anni 1,349 miliardi di anni luce
0.25 2.916 miliardi di anni 3.260 miliardi di anni luce
0.5 5,019 miliardi di anni 5,936 miliardi di anni luce
1 7.731 miliardi di anni 10,147 miliardi di anni luce
2 10.324 miliardi di anni 15,424 miliardi di anni luce
3 11,476 miliardi di anni 18.594 miliardi di anni luce
4 12.094 miliardi di anni 20,745 miliardi di anni luce
5 12,469 miliardi di anni 22,322 miliardi di anni luce
6 12,716 miliardi di anni 23,542 miliardi di anni luce
7 12.888 miliardi di anni 24.521 miliardi di anni luce
8 13.014 miliardi di anni 25,329 miliardi di anni luce
9 13.110 miliardi di anni 26,011 miliardi di anni luce
10 13.184 miliardi di anni 26.596 miliardi di anni luce

Quali sono alcune applicazioni di Redshift?

Gli astronomi usano lo spostamento verso il rosso e il blu (per gli oggetti vicini e le misurazioni questa tecnica è chiamata metodo della velocità radiale) per scoprire pianeti extrasolari. Questo metodo sfrutta il fatto che se una stella ha un pianeta (o più pianeti) attorno ad essa, non è strettamente corretto dire che il pianeta orbita intorno alla stella. Invece, il pianeta e la stella orbitano attorno al loro comune centro di massa. Poiché la stella è molto più massiccia dei pianeti, il centro di massa è all'interno della stella e la stella sembra oscillare leggermente mentre il pianeta le gira intorno. Gli astronomi possono misurare questa oscillazione usando la spettroscopia. Se una stella viaggia verso di noi, la sua luce apparirà spostata verso il blu, e se si allontana la luce sarà spostata verso il rosso. Questo cambiamento di colore non cambierà il colore apparente della stella abbastanza da essere visto ad occhio nudo. La spettroscopia può essere utilizzata per rilevare questo cambiamento di colore di una stella mentre si avvicina e si allontana da noi, in orbita attorno al centro di massa del sistema stella-pianeta.

Più in generale, gli astronomi usano il redshift e il blueshift o la velocità radiale per studiare oggetti in movimento, come le stelle binarie che orbitano l'una intorno all'altra, la rotazione delle galassie, il movimento delle galassie negli ammassi e persino il movimento delle stelle all'interno della nostra galassia.

Redshift cosmologico

Gli astronomi usano anche il redshift per misurare le distanze approssimative di galassie molto distanti. Più un oggetto è distante, più sarà spostato verso il rosso. Alcuni oggetti molto distanti possono emettere energia nelle lunghezze d'onda dell'ultravioletto o anche di energia superiore. Poiché la luce percorre grandi distanze ed è spostata verso il rosso, la sua lunghezza d'onda può essere spostata di un fattore 10. Quindi la luce che inizia come ultravioletta può diventare infrarossa quando arriva a noi!

Man mano che l'universo si espande, lo spazio tra le galassie si espande. Maggiore è la distanza tra noi e una galassia, più rapidamente la galassia sembrerà allontanarsi da noi. È importante ricordare che sebbene galassie così lontane possano sembrare allontanarsi da noi a una velocità prossima a quella della luce, la galassia stessa non viaggia così velocemente. Il suo allontanamento da noi è dovuto all'espansione dello spazio tra di noi.

Esempio da provare:

Usa l'equazione per z parametro e la tabella sopra per rispondere a quanto segue:

Supponiamo che una luce con una lunghezza d'onda di 400 nm (viola) lasci una galassia e, quando ci raggiunge, la sua lunghezza d'onda è stata spostata verso il rosso a 2000 nm nell'infrarosso.


Risposte e risposte

Ciao Suede, benvenuto nei forum di fisica!

Questo è un interessante elenco di riferimenti (alcuni dei quali non funzionavano proprio ora ma sembrano migliorare). Sembra che siano principalmente interessati alla quantizzazione dello spostamento verso il rosso intrinseco (per le galassie all'interno di un ammasso così come i quasar) piuttosto che alla sua esistenza, e penso che l'intera idea sia su un terreno alquanto dubbio poiché sembra che la forza statistica degli argomenti si sta indebolendo man mano che la quantità di dati aumenta.

Se i quasar non sono buchi neri, allora sarebbe certamente possibile che l'evoluzione di nuovi quasar possa procedere in modo graduale (ad esempio rimuovendo regolarmente gli strati al raggiungimento di determinati livelli di densità energetica critici). Tuttavia, preferirei considerare le prove a favore o contro la diminuzione del redshift intrinseco senza entrare nel problema della quantizzazione.

Hai un elenco simile di riferimenti che affermano di dimostrare che non esiste un redshift intrinseco o che criticano gli articoli che hai elencato? Mi piacerebbe vedere una visione più equilibrata.

Ciao Suede, benvenuto nei forum di fisica!

Questo è un interessante elenco di riferimenti (alcuni dei quali non funzionavano proprio ora ma sembrano migliorare). Sembra che siano principalmente interessati alla quantizzazione dello spostamento verso il rosso intrinseco (per le galassie all'interno di un ammasso così come i quasar) piuttosto che alla sua esistenza, e penso che l'intera idea sia su un terreno alquanto dubbio poiché sembra che la forza statistica degli argomenti si sta indebolendo man mano che la quantità di dati aumenta.

Se i quasar non sono buchi neri, allora sarebbe certamente possibile che l'evoluzione di nuovi quasar possa procedere in modo graduale (ad esempio rimuovendo regolarmente gli strati al raggiungimento di determinati livelli di densità energetica critici). Tuttavia, preferirei considerare le prove a favore o contro la diminuzione del redshift intrinseco senza entrare nel problema della quantizzazione.

Hai un elenco simile di riferimenti che affermano di dimostrare che non esiste un redshift intrinseco o che criticano gli articoli che hai elencato? Mi piacerebbe vedere una visione più equilibrata.

Sì, ho appena corretto un sacco di quei link.

Si sono innaffiati quando li ho raccolti.

Per quanto riguarda le controargomentazioni, puoi cercare il redshift intrinseco su wiki che è dominato da persone contrarie all'idea. Tuttavia, non troverai molti articoli pubblicati che lo confutano, solo molti attacchi e pontificazioni ad hom.

Finora non ho visto nessun documento pubblicato che confuti i risultati.

1) http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/. 712.3833v2.pdf [Rotto]

L'analisi spettrale di Fourier è stata effettuata sul conteggio del numero di quasar in funzione del redshift calcolato dai dati di quasar del rilascio dei dati Sloan Digital Sky Survey DR6. I risultati indicano che i quasar hanno preferito i redshift periodici con intervalli di redshift di 0,258, 0,312, 0,44, 0,63 e 1,1. All'interno dei loro errori standard questi intervalli sono multipli interi 4, 5, 7, 10 e 20 di 0,062. Questo potrebbe essere indicativo di un redshift intrinseco per i quasar come è stato suggerito da alcuni?

Viene esaminata la distribuzione del redshift di tutti i 46.400 quasar nel catalogo Quasar Sloan Digital Sky Survey (SDSS), Third Data Release (DR3). Sono visibili sei picchi che rientrano nella finestra redshift al di sotto di z=4. Le loro posizioni concordano con i valori di redshift preferiti previsti dal modello di redshift intrinseco decrescente (DIR).

La prova è presentata per la quantizzazione e la variabilità del redshift come rilevate negli studi globali condotti nel resto della cornice della radiazione cosmica di fondo. La quantizzazione è forte e coerente con previsioni derivate da concetti associati al tempo multidimensionale. Nove famiglie di periodi sono possibili ma non ugualmente probabili. La famiglia più elementare contiene periodi precedentemente noti di 73 e 36 km s-1 e armoniche più brevi a 18,3 e 9,15 km s-1.

Utilizzando nuovi dati per galassie non associate con ampi profili H I e valori di periodo e moto solare previsti da Tifft e Cocke (1984), è stata riscontrata una periodicità significativa al livello convenzionale del 5%. Insieme al lavoro di Tifft su coppie di galassie e piccoli gruppi, questo risultato sembra fornire prove a favore dell'ipotesi che gli spostamenti verso il rosso delle galassie misurati avvengano in passi di poco più di 72 km/s o un semplice multiplo di questo periodo.

Le analisi dello spettro di potenza dei redshift corretti vengono utilizzate per cercare una periodicità significativa nell'intervallo prescritto 70-75 km/s. Non si trova tale periodicità per gli irregolari nani, ma esiste una possibile periodicità di circa 71,1 km/s per le spirali luminose. In un ulteriore studio esplorativo, il campione di 112 spirali è suddiviso per ambiente. Le spirali nelle regioni ad alta densità dell'ammasso non mostrano alcuna quantizzazione, mentre quelle nelle regioni a bassa densità sembrano essere parzialmente quantizzate ad intervalli di circa 71,0 km/s.

Il presente studio indaga la nozione che i redshift extragalattici sono periodici in intervalli intorno a 24,2, 36,3 o 72,5 km/s per un campione indipendente di 89 spirali vicine, nel campo generale, con redshift eliocentrici accuratamente determinati. UN si riscontra una forte periodicità di circa 37,2 km/s, su sfondo di rumore bianco, per un presunto vettore solare coincidente, all'interno delle incertezze, con quello corrispondente al probabile moto del sole attorno al Centro Galattico. Il confronto con insiemi di dati sintetici che simulano le caratteristiche complessive dei dati reali mostra che la periodicità è presente ad un livello di confidenza elevato.

I dati osservativi pubblicati su galassie con spostamento verso il rosso z inferiori a circa 1000 km/s vengono raccolti in tabelle e diagrammi estesi e analizzati, alla ricerca di ulteriori membri del Gruppo Locale tra le galassie più deboli con spostamento verso il rosso più elevato. Una concentrazione verso il centro del Gruppo Locale e una concentrazione associata a NGC 55, NGC 300 e NGC 253 sono identificate nell'emisfero sud della Galassia e caratterizzate in dettaglio. Il si trova che le galassie vicine ai centri delle concentrazioni obbediscono ad un intervallo di quantizzazione di Delta-cz0 = 72,4 km/s, come per il Gruppo Locale (Tifft, 1977) l'accuratezza di questo risultato è stata mostrata entro + o - 8,2 km/s (per galassie con redshift noti a + o - 8 km/s) e entro 3-4 km/s (per un sottoinsieme di galassie con spostamenti verso il rosso misurati con maggiore precisione).

Campioni di 97 e 117 redshift ad alta precisione di 21 cm di galassie a spirale all'interno del Superammasso Locale sono stati ottenuti per testare le affermazioni secondo cui i redshift extragalattici sono periodici (P36 km s-1) quando riferiti al centro della Galassia. La densità spettrale di potenza dei redshift, quando così indicata, mostra un picco estremamente forte a 37,5 km s–1. Il segnale è visto indipendentemente con sette principali radiotelescopi. La sua significatività è stata valutata confrontando le distribuzioni di potenza spettrale di set di dati sintetici costruiti in modo da imitare da vicino le proprietà complessive dei set di dati reali impiegati, è risultato essere reale piuttosto che dovuto al caso a un livello di confidenza estremamente elevato.

Negli ultimi anni sono state fatte affermazioni persistenti

15 anni che i redshift extragalattici, quando corretti per il moto del Sole attorno al centro galattico, si verificano in multipli di

36 km/s. Una nostra recente indagine su 40 galassie a spirale fino a 1000 km/s, con spostamenti verso il rosso accuratamente misurati, ha dimostrato una periodicità

37,2-37,7 km/s. Qui estendiamo la nostra indagine fino al confine del Superammasso Locale (

2600 km/s), applicando una procedura semplice e robusta a un totale di 97 redshift accuratamente determinati. Troviamo che, una volta corretto per vettori correlati vicini alle recenti stime del moto galattocentrico del Sole, il i redshift delle spirali sono fortemente periodici (P

37,6 km/s). Il livello di confidenza formale del risultato è estremamente alto e il segnale viene visto indipendentemente con diversi radiotelescopi. Esaminiamo anche un ulteriore campione di 117 spirali osservate con il solo telescopio Green Bank da 300 piedi. Il fenomeno della periodicità sembra più forte per le galassie legate dall'appartenenza al gruppo, ma la coerenza di fase probabilmente vale su vaste regioni del Superammasso Locale.

10) Halton Arp, Quasar, Redshift e controversie
http://books.google.com/books?id=_JY. risultato#PPP1,M1 [Rotto]

Mi sembra di vedere un tema ricorrente qui.

Periodicità di 73 km/s si presentano più e più volte in qualsiasi studio convincente dei redshift.

Jonathan, sono felice di vedere che hai letto alcuni dei lavori di Arp.

(Ho aggiunto dei numeri, per aiutare i lettori con i miei commenti, sotto)

Sembra un elenco piuttosto impressionante, vero?

E poiché molti dei documenti della tua lista sono in circolazione da molto tempo, sono sicuro che non sarai affatto sorpreso di apprendere che le affermazioni di Tifft et al. (3, 4, 5, 6, 7, 8, 9)* sono stati oggetto di un lavoro piuttosto approfondito. E alcune cose curiose emergono da questi documenti - e da un paio di dozzine o giù di lì che non citi:

a) nonostante l'apparente somiglianza nei risultati, tra i documenti, una lettura più attenta mostra che la maggior parte è, in effetti, incoerente - ti piacerebbe esaminare un campione in dettaglio?

b) c'è un articolo che fa notare che i metodi statistici utilizzati, nella maggior parte dei primi articoli, sono sbagliati, rendendo invalide le conclusioni dichiarate (vedrò se riesco a scovarlo, se qualcuno è interessato)

c) quanto più tardivo è il lavoro, in genere, tanto più debole o più limitata è la 'periodicità del redshift' riportata. Ad esempio, http://arxiv.org/abs/astro-ph/0511260" [Broken] (2005):

IOW, un'analisi più attenta, utilizzando un set di dati più ampio (un superset di DR3), non ha rilevato alcun segnale.

1) è alla sua seconda versione, e AFAICS non è ancora pubblicato, nonostante sia uscito in arXiv più di un anno fa. Forse dovremmo aspettare che appaia in una rivista pertinente prima di commentare?

Oh, e 10), il libro di Arp? Beh, chiunque può scrivere un libro, no? Non è richiesta alcuna revisione paritaria per eventuali affermazioni fatte, vero?

* non tutti questi hanno Tifft come autore (Guthrie e Napier sono una coppia indipendente, per esempio), ma tutti si rivolgono al


Sto iniziando a conoscere la legge di Hubble e ho una domanda molto semplice. Come vengono calcolate le velocità degli oggetti distanti da un redshift? Capisco il principio di base, che gli oggetti più veloci hanno lunghezze d'onda più lunghe, ma non sono sicuro della formula che collega i due.

La pagina di wikipedia ha qualche formula per il redshift, ma la formula cosmologica non sembra avere un termine in velocità.

Come vengono calcolate le velocità [di] oggetti distanti da un redshift? Capisco il principio di base, che gli oggetti più veloci hanno lunghezze d'onda più lunghe, ma non sono sicuro della formula che collega i due.

La pagina di wikipedia ha qualche formula per il redshift, ma la formula cosmologica non sembra avere un termine in velocità.

Per le piccole velocità locali, una regola pratica è semplicemente che uno spostamento Doppler di 1/1000 corrisponde alla velocità radiale (in avanti o indietro) di c/1000.
Cioè, circa 300 km al secondo.

Distinguiamo tra piccoli spostamenti DOPPLER causati da piccoli movimenti locali e REDSHIFTS COSMOLOGICI causati dall'espansione della geometria dell'universo --- i tassi di espansione della distanza --- i tassi che vediamo aumentare le distanze su larga scala senza che nessuno arrivi da nessuna parte.

I tassi di espansione della distanza della legge di Hubble sono una storia diversa da Doppler. Probabilmente dovresti familiarizzare con i comodi calcolatori online. Ad esempio, google "wright Calculator" e inserisci un redshift, come 3, e premi calcola.
Ti darà una distanza. Sfortunatamente non fornisce un tasso di espansione della distanza, ma puoi calcolarlo da solo usando la legge di Hubble, se vuoi.

Se sei interessato ai tassi di espansione, una comoda scorciatoia è usare un calcolatore online con più funzioni come dove dice ". ocalc.2010.htm" nella mia firma. Quello ti dà anche il tasso di espansione della distanza, così come la distanza stessa.
Metti 3 per il redshift e ti dirà che l'attuale tasso di recessione è un multiplo della velocità della luce.
Ho appena controllato. Il tasso che dà è 1,53 c. Circa il 53% più veloce della velocità della luce.

I tassi di espansione della distanza della legge di Hubble non dovrebbero davvero essere chiamati "velocità". Confonde le persone perché fa loro pensare che l'espansione della geometria sia come il movimento ordinario (dove si arriva da qualche parte).
Nell'espansione della geometria nessuno va da nessuna parte --- le distanze tra tutti diventano solo più grandi. Tipicamente a velocità superiori alla velocità della luce. (Il tasso di recessione è proporzionale alla distanza e la maggior parte degli oggetti che osserviamo sono abbastanza lontani che le distanze da loro si espandono più velocemente di c.)


Altre osservazioni su GRB 090423, l'oggetto conosciuto più distante nell'universo

Il 23 aprile 2009 il satellite Swift ha rilevato un lampo di raggi gamma e, come abbiamo riportato ad aprile, gli scienziati si sono presto resi conto che si trovava a più di 13 miliardi di anni luce dalla Terra. GRB 090423 si è verificato 630 milioni di anni dopo il Big Bang, quando l'Universo aveva solo il 4% della sua età attuale di 13,7 miliardi di anni. Ora, le continue osservazioni del GRB da parte degli astronomi di tutto il mondo hanno fornito maggiori informazioni su questo evento drammatico e antico: il GRB non proveniva da una stella mostruosa, ma ha prodotto un'esplosione abbastanza consistente.

Molti dei più grandi telescopi del mondo si sono rivolti alla regione del cielo nei minuti e nelle ore successivi all'annuncio di Swift del rilevamento del GRB, e sono stati in grado di localizzare il debole e sbiadito bagliore residuo del GRB. Un'analisi dettagliata ha rivelato che il bagliore residuo è stato visto solo nella luce infrarossa e non nell'ottica normale. Questo era l'indizio che lo scoppio proveniva da una distanza molto grande.

Il radiotelescopio Very Large Array ha cercato per la prima volta l'oggetto il giorno dopo la scoperta, ha rilevato le prime onde radio dall'esplosione una settimana dopo, quindi ha registrato i cambiamenti nell'oggetto fino a quando non è scomparso dalla vista più di due mesi dopo.
Immagini del bagliore residuo di GRB 090423 scattate (da sinistra a destra) con i filtri Y, J, H e K. L'assenza di qualsiasi flusso nel filtro Y è una forte indicazione che il GRB è un redshift molto alto (Credit: A. J. Levan & N. R. Tanvir)

Gli astronomi hanno pensato che le primissime stelle nell'Universo potrebbero essere molto diverse — più luminose, più calde e più massicce — da quelle che si sono formate in seguito.

“Questa esplosione fornisce uno sguardo senza precedenti su un'era in cui l'Universo era molto giovane e stava anche subendo drastici cambiamenti. L'oscurità cosmica primordiale veniva trafitta dalla luce delle prime stelle e le prime galassie cominciavano a formarsi. La stella che è esplosa in questo evento era un membro di una di queste prime generazioni di stelle,' ha detto Dale Frail del National Radio Astronomy Observatory.

Universe Today ha parlato con Edo Berger con il Gemini Telescope poco dopo che il GRB è stato rilevato, e ha detto che l'esplosione in sé non era poi così insolita. Ma anche questo può trasmettere molte informazioni. “Ciò potrebbe significare che anche queste prime generazioni di stelle sono molto simili alle stelle dell'universo locale, che quando muoiono sembrano produrre tipi simili di lampi di raggi gamma, ma potrebbe essere un po' presto per ipotizzare.

"Questo è successo poco più di 13 miliardi di anni fa", ha detto Berger. Siamo stati essenzialmente in grado di trovare lampi di raggi gamma in tutto l'Universo. I più vicini distano solo circa 100 milioni di anni luce, e questo più distante è distante 13 miliardi di anni luce, quindi sembra che popolano l'intero universo. Questo più distante dimostra per la prima volta che esistono stelle massicce a quegli altissimi spostamenti verso il rosso. Questo è qualcosa che le persone sospettano da molto tempo, ma non c'erano prove osservative dirette. Quindi questo è uno dei risultati interessanti di questa osservazione

Gli scienziati hanno concluso che l'esplosione è stata più energetica della maggior parte dei GRB, ma non è stata certamente la più energetica mai rilevata. L'esplosione era quasi sferica che si espanse in un mezzo gassoso tenue e relativamente uniforme che circondava la stella.
Antenne del Very Large Array CREDITO: NRAO/AUI/NSF
È importante studiare queste esplosioni con molti tipi di telescopi. Il nostro team di ricerca ha combinato i dati del VLA con i dati dei telescopi a raggi X e infrarossi per mettere insieme alcune delle condizioni fisiche dell'esplosione", ha affermato Derek Fox della Pennsylvania State University. "Il risultato è uno sguardo unico sull'universo primordiale che non avremmo potuto ottenere in nessun altro modo", ha aggiunto.


2. Dati

2.1. Corsa all'orizzonte 4

La simulazione Horizon Run 4 (HR4) (Kim et al. 2015) è una massiccia simulazione cosmologica che si è evoluta nop = 6300 3 particelle in una scatola cubica di lato lungo lscatola =3150 h -1 Mpc. Utilizza un modello cosmologico ΛCDM piatto in accordo con a Sonda per anisotropia a microonde Wilkinson (WMAP) 5 anni di osservazione (Dunkley et al. 2009), dove la frazione di densità della materia, la frazione di densità dell'energia oscura e l'equazione di stato dell'energia oscura a z = 0 sono. Il volume dell'HR4 è abbastanza grande da simulare la formazione di strutture su larga scala, e allo stesso tempo la sua forza e le risoluzioni di massa sono abbastanza alte da simulare la formazione di singole galassie fino a una scala di massa relativamente piccola. Grazie a queste caratteristiche uniche, l'HR4 è stato ampiamente utilizzato per test di modelli cosmologici e studio della formazione di galassie sotto l'influenza di strutture su larga scala nell'universo (Kim et al. 2015 Hwang et al. 2016 Li et al. 2016, 2017 Appleby et al. 2017, 2018b Einasto et al.2018 Uhlemann et al. 2018b, 2018a).

Ricche informazioni sulla formazione della struttura sono contenute negli alberi di fusione degli aloni di materia oscura (DM) che si formano nella grande scatola di simulazione di HR4, costruita a 75 intervalli di tempo tra z = 12 e 0 con l'intervallo di tempo di

0,1 Gyr. In ogni istantanea, si trovano aloni DM con l'algoritmo Friends-of-friends (FoF) con la lunghezza di collegamento di Mpc. Il numero minimo di particelle DM che costruiscono aloni DM è impostato su 30, che corrisponde alla massa minima dell'alone DM di . I finti cataloghi di galassie di HR4 sono stati modellati applicando l'abbondanza di particelle dell'alone più legata (MBP)-galassia corrispondente al suo albero di fusione dell'alone DM (Hong et al. 2016). Per ogni alone DM in ogni istantanea, abbiamo trovato la particella membro più legata alla gravità (MBP). La particella è contrassegnata come il centro di una "galassia" se l'alone dato è isolato o se è l'alone membro più massiccio (vale a dire l'alone centrale) negli eventi di fusione. D'altra parte, per gli aloni (satelliti) membri meno massicci, tracciamo le loro "galassie" dal momento in cui erano isolate poco prima della fusione fino a quando non sono completamente distrutte. Il tempo tra la caduta e la completa distruzione delle galassie satellite è stimato adottando il modello di scala temporale della fusione modificato di Jiang et al. (2008):

dove sono rispettivamente la circolarità dell'orbita del satellite, la massa degli aloni centrali e del satellite e il periodo orbitale degli oggetti virializzati. Prepariamo α = 1.5, che fa corrispondere il 2pCF delle nostre galassie finte a quello delle galassie principali SDSS fino a scale inferiori a 1 h -1 Mpc (Zehavi et al. 2011).

Per la nostra analisi, dividiamo la scatola di simulazione HR4 in 6 pezzi in ciascuna dimensione, creando così 216 campioni simulati sottocubo che sono 525 h -1 Mpc di lunghezza su un lato. Questa scelta è fatta per avere un numero sufficiente di campioni per l'analisi di verosimiglianza. I sondaggi Galaxy come l'SDSS coprono un volume maggiore al redshift di nostro interesse (z

1). Pertanto, abbiamo in programma di analizzare volumi di campione più grandi con simulazioni più grandi in studi futuri.

Adottiamo 10 -3 galassie per (h −1 Mpc) 3 for the galaxy number density in the mock sample, which corresponds to 0.145 million in each sub-cube mock. This number density roughly correspond to the r-band magnitude at z = 0 (Choi et al. 2010) and it is also similar to the expected number density galaxies to be observed by the PFS survey. We will also show some results with 10 times more galaxies for comparison. We note that these mass cuts are rather arbitrary. The actual value to be used in the analysis of a given observational data should be determined by the survey data.

2.2. Multiverse Simulations

The multiverse simulations are a set of cosmological no-body simulations designed to see illustrate the effects of cosmological parameters on the clustering and evolution of cosmic structures. We changed the cosmological parameters around those of the standard concordance model with Ωm = 0.26, Ωde = 0.74, and w = −1. We used exactly the same set of random numbers to generate the initial density fluctuations of all the simulations, which allow us to make a proper comparison between the models with the effects of the cosmic variance compensated.

Five multiverse simulations we use in this paper are listed in Table 1. Two models have the matter density parameter shifted by 0.05 from the fiducial model, while the dark energy equation of state is fixed to w = −1. The other two quintessence models (Sefusatti & Vernizzi 2011) have w shifted by 0.5 from the fiducial value of −1, while Ωm is fixed to 0.26. These parameters are chosen so that they are reasonably large enough to cover the area in the Ωmw space constrained by many existing studies at the time WMAP 5 yr results have been announced (Spergel et al. 2003).

Tabella 1. Multiverse Simulation Parameter

Label w Ωm Ωde
Low-w −1.5 0.26 0.74
Low-Ωm −1 0.21 0.79
Fiducial −1 0.26 0.74
High-Ωm −1 0.31 0.69
High-w −0.5 0.26 0.74

The power spectrum of each model is normalized in such a way that the rms of the matter fluctuation linearly evolved to z = 0 has σ8 = 0.794 when smoothed with a spherical top hat with R = 8 h −1 Mpc.

The number of particles evolved is nop = 2048 3 and the comoving size of the simulation box is 1024 h −1 Mpc. The starting redshift is zinit = 99 and the number of global time steps is 1980 with equal step size in the expansion parameter, un. We have used the CAMB package to calculate the power spectrum at zinit. We have extended the original GOTPM code (Dubinski et al. 2004) to gravitationally evolve particles according to the modified Poisson equation of

dove Dde e Dm are the linear growth factors of the dark energy and matter, respectively (see Sefusatti & Vernizzi 2011 for details).


APPENDIX: DESCRIPTIONS AND EXAMPLES OF DISTANCE INDICATORS IN NED-D

Descriptions of distance indicators that follow are brief. The references were chosen randomly from uses in NED-D, and are provided only as illustrative examples. For in-depth reviews of specific indicators or to obtain references giving the original, first uses of indicators, follow the references given and the references therein. For in-depth reviews on primary indicators see Ferrarese et al. (2000), Freedman & Madore (2010), de Grijs et al. (2014) and de Grijs & Bono (2015, 2014, and references therein), and for secondary indicators see Tully et al. (2009, 2013, 2016, and references therein).

Descriptions of standard candle indicators are given in Section A.1, followed by standard ruler indicators in Section A.2, and secondary indicators in Section A.3. Additional information on applying Cepheids in particular, and applicable to standard candle-based indicators in general, is given in Section A.4. Brief descriptions of luminosity relations, apparent versus reddening-corrected distance, and corrections related to age or metallicity, as well as others are provided.

Researchers are cautioned that at least three indicators have considerable overlap with others. Asymptotic Giant Branch (AGB) stars are a particular type of brightest stars indicator. The Subdwarf Fitting indicator makes use of the CMD indicator, but is applied specifically to globular clusters. The Dwarf Elliptical indicator makes use of the better-known fundamental plane relation for elliptical galaxies, but is applied specifically to dwarf elliptical galaxies. The indicators mentioned are considered distinct empirically, because they pertain to different stellar populations. They are treated as distinct in the references provided for the indicators, and in the literature in general. Further, distinguishing indicators based on the stellar populations targeted is in keeping with recognition of the TRGB, Horizontal Branch, and Red Clump indicators as distinct indicators, though all are related to the CMD indicator.

A.1. Standard Candles

Active galactic nucleus (AGN) timelag

Based on the time lag between variations in magnitude observed at short wavelengths compared to those observed at longer wavelengths in AGNs. For example, using a quantitative physical model that relates the time lag to the absolute luminosity of an AGN, Yoshii et al. (2014) obtain a distance to the AGN host galaxy MRK 0335 of 146 Mpc.

Based on the maximum absolute visual magnitude for these stars of MV = −2.8 (Davidge & Pritchet 1990). Thus, the brightest AGB stars in the galaxy NGC 0253, with a maximum apparent visual magnitude of mV = 24.0, have a distance modulus of (m-M)V = 26.8, for a distance of 2.3 Mpc.

Based on the relation between absolute magnitude and beta-index in these stars, where beta-index measures the strength of the star's emission at the wavelength of hydrogen Balmer or H-beta emission. Applied to the LMC by Shobbrook & Visvanathan (1987), to obtain a distance modulus of (m-M) = 18.30, for a distance of 46 kpc, with a statistical error of 0.20 mag or 4 kpc (10%).

BL Lac object luminosity (BL Lac luminosity)

Based on the mean absolute magnitude of the giant elliptical host galaxies of these AGNs. Applied to BL Lacertae host galaxy MS 0122.1+0903 by Sbarufatti et al. (2005), to obtain a distance of 1530 Mpc.

Based on super-Eddington accreting massive black holes, as found the host galaxies of certain AGNs at high redshift, and a unique relationship between their bolometric luminosity and central black hole mass. Based on a method to estimate black hole masses (Wang et al. 2014), the black hole mass–luminosity relation is used to estimate the distance to 16 AGN host galaxies, including for example galaxy MRK 0335, to obtain a distance of 85.9 Mpc, with a statistical error of 26.3 Mpc (31%).

Based on the absolute magnitude and the equivalent widths of the hydrogen Balmer lines of these stars. Applied to the SMC by Bresolin (2003) to obtain a distance modulus of (m-M) = 19.00, for a distance of 64 kpc, with a statistical error of 0.50 mag or 16 kpc (25%).

Based on the mean absolute visual magnitude for red supergiant stars, MV = −8.0, Davidge et al. (1991) present an application to NGC 0253 where red supergiant stars have apparent visual magnitude mV = 19.0, leading to a distance modulus of (m-M)V = 27.0, for a distance of 2.5 Mpc.

Based on the mean absolute near-infrared magnitude of these stars Mio = −4.75 (Pritchet et al. 1987). Thus, carbon stars in galaxy NGC 0055 with a maximum apparent infrared magnitude mio = 21.02, including a correction of −0.11 mag for reddening, have a distance modulus of (m-M)io = 25.66, for a distance of 1.34 Mpc, with a statistical error of 0.13 mag or 0.08 Mpc (6%).

Based on the mean luminosity of Cepheid variable stars, which depends on their pulsation period, P. For example, a Cepheid with a period of P = 54.4 days has an absolute mean visual magnitude of MV = −6.25, based on the period–luminosity (PL) relation adopted by the HST Key Project on the Extragalactic Distance Scale (Freedman et al. 2001). Thus, a Cepheid with a period of P = 54.4 days in the galaxy NGC 1637 (Leonard et al. 2003) with an apparent mean visual magnitude mV = 24.19, has an apparent visual distance modulus of (m-M)V = 30.44, for a distance of 12.2 Mpc. Averaging the apparent visual distance moduli for the 18 Cepheids known in this galaxy (including corrections of 0.10 mag for reddening and metallicity) gives a corrected distance modulus of (m-M)V = 30.34, for a distance of 11.7 Mpc, with a statistical error of 0.07 mag or 0.4 Mpc (3.5%).

Based on the absolute magnitude of a galaxy's various stellar populations, discernable in a CMD. Applied to the LMC by Andersen et al. (1984), to obtain a distance modulus of (m-M) = 18.40, for a distance of 47.9 kpc.

Based on the mean absolute magnitude of these variable stars, which depends on their pulsation period. As with Cepheid and Mira variables, a PL relation gives their absolute magnitude. Applied to the LMC by McNamara et al. (2007), to obtain a distance modulus of (m-M) = 19.46, for a distance of 49 kpc, with a statistical error of 0.19 mag or 4.5 kpc (9%).

Flux-weighted gravity–luminosity relation (FGLR)

Based on the absolute bolometric magnitude of A-type supergiant stars, determined by the FGLR (Kudritzki et al. 2008). Applied to galaxy Messier 31, to obtain a distance of 0.783 Mpc.

Based on six correlations of observed properties of GRBs with their luminosities or collimation-corrected energies. A Bayesian fitting procedure then leads to the best combination of these correlations for a given data set and cosmological model. Applied to GRB 021004 by Cardone et al. (2009), to obtain a luminosity distance modulus of (m-M) = 46.60 for a luminosity distance of 20,900 Mpc. With the GRB's redshift of z = 2.3, this leads to a linear distance of 6330 Mpc, with a statistical error of 0.48 mag or 1570 Mpc (25%).

Globular cluster luminosity function (GCLF)

Based on an absolute visual magnitude of MV = −7.6, which is the location of the peak in the luminosity function of old, blue, low-metallicity globular clusters (Larsen et al. 2001). So, for example, the galaxy NGC 0524 with an apparent visual magnitude mV = 24.36 for the peak in the luminosity function of its globular clusters, has a distance modulus of (m-M)V = 31.99, for a distance of 25 Mpc, with a statistical error of 0.14 mag or 1.8 Mpc (7%).

Globular cluster surface brightness fluctuations (GC SBF)

Based on the fluctuations in surface brightness arising from the mottling of the otherwise smooth light of the cluster due to individual stars (Ajhar et al. 1996). Thus, the implied apparent magnitude of the stars leading to these fluctuations gives the distance modulus in magnitudes. Applied to galaxy Messier 31, to obtain a distance modulus of (m-M) = 24.56, for a distance of 0.817 Mpc, with a statistical error of 0.12 mag or 0.046 Mpc (6%).

H ii luminosity function (H ii LF)

Based on a relation between velocity dispersion, metallicity, and the luminosity of the H-beta line in H ii regions and H ii galaxies (e.g., Siegel et al. 2005, and references therein). Applied to high-redshift galaxy CDFa C01, to obtain a luminosity distance modulus of (m-M) = 45.77, for a luminosity distance of 14,260 Mpc. With a redshift for the galaxy of z = 3.11, this leads to a linear distance of 3470 Mpc, with a statistical error of 1.58 mag or 3,710 Mpc (93%).

Based on the absolute visual magnitude of horizontal branch stars, which is close to MV = +0.50, but depends on metallicity (Da Costa et al. 2002). Thus, horizontal branch stars in the galaxy Andromeda III with an apparent visual magnitude mV = 25.06, including a reddening correction of −0.18 mag, have a distance modulus of (m-M)V = 24.38, for a distance of 750 kpc, with a statistical error of 0.06 mag or 20 kpc (3%).

M stars luminosity (M stars)

Based on the relationship between absolute magnitude and temperature-independent spectral index for normal M Stars. Applied to the LMC by Schmidt-Kaler & Oestreicher (1998), to obtain a distance modulus of (m-M) = 18.34, for a distance of 46.6 kpc, with a statistical error of 0.09 mag or 2.0 kpc (4%).

Based on the mean absolute magnitude of Mira variable stars, which depends on their pulsation period. As with Cepheid variables, a PL relation gives their absolute magnitude. Applied to the LMC by Feast et al. (2002), to obtain a distance modulus of (m-M) = 18.60, for a distance of 52.5 kpc, with a statistical error of 0.10 mag or 2.5 kpc (5%).

Based on the maximum absolute visual magnitude reached by these explosions, which is MV = −8.77 (Ferrarese et al. 1996). So, a nova in galaxy Messier 100 with a maximum apparent visual magnitude of mV = 22.27, has a distance modulus of (m-M)V = 31.0, for a distance of 15.8 Mpc, with a statistical error of 0.3 mag or 2.4 Mpc (15%).

O- and B-type supergiants (OB stars)

Based on the relationship between spectral type, luminosity class, and absolute magnitude for these stars. Applied to 30 Doradus in the LMC by Walborn & Blades (1997), to obtain a distance of 53 kpc.

Planetary nebula luminosity function (PNLF)

Based on the maximum absolute visual magnitude for planetary nebulae of MV = −4.48 (Ciardullo et al. 2002). So, planetary nebulae in the galaxy NGC 2403 with a maximum apparent visual magnitude of mV = 23.17 have a distance modulus of (m-M)V = 27.65, for a distance of 3.4 Mpc, with a statistical error of 0.17 mag or 0.29 Mpc (8.5%).

Post-asymptotic giant branch stars (PAGB Stars)

Based on the maximum absolute visual magnitude for these stars of MV = −3.3 (Bond & Alves 2001). Thus, PAGB stars in Messier 31 with a maximum apparent visual magnitude of mV = 20.88 have a distance modulus of (m-M)V = 24.2, for a distance of 690 kpc, with a statistical error of 0.06 mag or 20 kpc (3%).

Based on the observed apparent spectrum of a quasar, compared with the absolute spectrum of comparable quasars as determined based on HST spectra taken of 101 quasars. Applied to 11 quasars by de Bruijne et al. (2002), including quasar [HB89] 0000–263, to obtain a distance of 3.97 Gpc.

Based on the mean absolute visual magnitude of these variable stars, which depends on metallicity: MV = F/H × 0.17 + 0.82 mag (Pritzl et al. 2005). So, RR Lyrae stars with metallicity F/H = −1.88 in the galaxy Andromeda III have an apparent mean visual magnitude of mV = 24.84, including a 0.17 mag correction for reddening. Thus, they have a distance modulus of (m-M)V = 24.34, for a distance of 740 kpc, with a statistical error of 0.06 mag or 22 kpc (3.0%).

Based on the maximum absolute infrared magnitude for red clump stars of Mio = −0.67 (Dolphin et al. 2003). So, red clump stars in the galaxy Sextans A with a maximum apparent infrared magnitude of mio = 24.84, including a 0.07 mag correction for reddening, have a distance modulus of (m-M)io = 25.51, for a distance of 1.26 Mpc, with a statistical error of 0.15 mag or 0.09 Mpc (7.5%).

Red supergiant variables (RSV stars)

Based on the mean absolute magnitude of these variable stars, which depends on their pulsation period (Jurcevic 1998). As with Cepheid and Mira variables, a PL relation gives their absolute magnitude. Applied to galaxy NGC 2366, to obtain a distance modulus of (m-M) = 27.86, for a distance of 3.73 Mpc, with a statistical error of 0.20 mag or 0.36 Mpc (10%).

Red variable stars (RV stars)

Based on the mean absolute magnitude of RV stars, which depends on their pulsation period (Kiss & Bedding 2004). As with Cepheid variables, a PL relation gives their absolute magnitude. Applied to the SMC to obtain a distance modulus of (m-M) = 18.94, for a distance of 61.4 kpc, with a statistical error of 0.05 mag or 1.4 kpc (2.3%)

Based on the mean absolute magnitude of these stars, which is derived based on their amplitude-luminosity relation. Applied to galaxy Messier 31 by Wolf (1989), to obtain a distance modulus of (m-M) = 24.40, for a distance of 0.759 Mpc.

Based on SNIa (Type Ia supernovae). It is distinguished from normal SNIa however, because it has been applied to candidate SNIa obtained in the SDSS Supernova Survey that have not yet been confirmed as bona fide SNIa (Sako et al. 2014). Applied to Type Ia supernova SDSS-II SN 13651, to obtain a luminosity distance modulus of (m-M) = 41.64 for a luminosity distance of 2130 Mpc. With a redshift for the supernova of z = 0.25, this leads to a linear distance of 1700 Mpc.

Based on the mean absolute magnitude of these variable stars, which depends on their pulsation period. As with Cepheid and Mira variables, a PL relation gives their absolute magnitude (e.g., McNamara 1995). Applied to the Carina Dwarf Spheroidal galaxy, to obtain a distance modulus of (m-M) = 20.01, for a distance of 0.100 Mpc, with a statistical error of 0.05 mag or 0.002 Mpc (2.3%).

Short gamma-ray bursts (SGRBs)

Similar to but distinct from the GRB standard candle, because it employs only GRBs of short, less than 2 s duration (Rhoads 2010). SGRBs are conjectured to be a distinct subclass of GRBs, differing from the majority of normal or "long" GRBs, which have durations of greater than 2 s. Applied to SGRB GRB 070724A, to obtain a linear distance of 557 Mpc.

Based on the mean distance obtained from multiple distance estimates, based on at least several to as many as a dozen or more different standard candle indicators, although standard ruler indicators may also be included. For example, Freedman & Madore (2010) analyzed 180 estimates of the distance to the LMC, based on two dozen indicators not including Cepheids, to obtain a mean distance modulus of (m-M) = 18.44, for a distance of 48.8 kpc, with a statistical error of 0.18 mag or 4.2 kpc (9%).

Gives an improved calibration of the distances and ages of globular clusters. Applied to the LMC by Carretta et al. (2000), to obtain a distance modulus of (m-M) = 18.64, for a linear distance of 53.5 kpc, with a statistical error of 0.12 mag or 3.0 kpc (6%).

Sunyaev–Zeldovich effect (SZ effect)

Based on the predicted Compton scattering between the photons of the cosmic microwave background radiation and electrons in galaxy clusters, and the observed scattering, giving an estimate of the distance. For galaxy cluster CL 0016+1609, Bonamente et al. (2006) obtain a linear distance of 1300 Mpc, assuming an isothermal distribution.

Based on the fluctuations in surface brightness arising from the mottling of the otherwise smooth light of the galaxy due to individual stars, primarily red giants with maximum absolute K-band magnitudes of MK = −5.6 (Jensen et al. 1998). So, the galaxy NGC 1399, for example, with brightest stars at an implied maximum apparent K-band magnitude mK = 25.98, has a distance modulus of (m-M)K = 31.59, for a distance of 20.8 Mpc, with a statistical error of 0.16 mag or 1.7 Mpc (8%).

Based on the maximum absolute infrared magnitude for TRGB stars of Mio = −4.1 (Sakai et al. 2000). So, the LMC, with a maximum apparent infrared magnitude for these stars of mio = 14.54, has a distance modulus of (m-M)io = 18.59, for a distance of 52 kpc, with a statistical error of 0.09 mag or 2 kpc (4.5%).

Based on the mean absolute magnitude of these variable stars, which depends on their pulsation period. As with normal Cepheids and Miras, a PL relation gives their absolute magnitude. Applied to galaxy NGC 4603 by Majaess et al. (2009), to obtain a distance modulus of (m-M) = 32.46, for a linear distance of 31.0 Mpc, with a statistical error of 0.44 mag or 7.0 Mpc (22%).

Type II supernovae, radio (SNII radio)

Based on the maximum absolute radio magnitude reached by these explosions, which is 5.5 × 10 23 ergs s −1 Hz −1 (Clocchiatti et al. 1995). So, the type-II SN 1993J in galaxy Messier 81 (NGC 3031), based on its maximum apparent radio magnitude, has a distance of 2.4 Mpc.

Based on the maximum absolute blue magnitude reached by these explosions, which is MB = −19.3 (Astier et al. 2006). Thus, for example, SN 1990O (in the galaxy MCG +03-44-003) with a maximum apparent blue magnitude of mB = 16.20, has a luminosity distance modulus of (m-M)B = 35.54 (including a 0.03 mag correction for color and redshift), or a luminosity distance of 128 Mpc. With a redshift for the galaxy of z = 0.0307, this leads to a linear distance of 124 Mpc, with a statistical error of 0.09 mag or 6 Mpc (4.5%).

Based on the absolute magnitudes of white dwarf stars, which depends on their age. Applied to the LMC by Carretta et al. (2000), to obtain a distance modulus of (m-M) = 18.40, for a linear distance of 47.9 kpc, with a statistical error of 0.15 mag or 3.4 kpc (7%).

Based on the mean absolute magnitude of these massive stars. Applied to galaxy IC 0010, by Massey & Armandroff (1995), to obtain a distance of 0.95 Mpc.

A.2. Standard Rulers

Based on the mean absolute radius of a galaxy's inner carbon monoxide (CO) ring, with compact rings of r =

200 pc and broad rings of r =

750 pc. So, a CO compact ring in the galaxy Messier 82 with an apparent radius of 130 arcsec, has a distance of 3.2 Mpc (Sofue 1991).

Based on the absolute radii of certain kinds of dwarf galaxies surrounding giant elliptical galaxies such as Messier 87. Specifically, dwarf elliptical (dE) and dwarf spheroidal (dSph) galaxies have an effective absolute radius of

1.0 kpc that barely varies in such galaxies over several orders of magnitude in mass. So, the apparent angular radii of these dwarf galaxies around Messier 87 at 11.46 arcsec, gives a distance for the main galaxy of 18.0 ± 3.1 Mpc (Misgeld & Hilker 2011).

A hybrid method between standard rulers and standard candles, using stellar pairs orbiting one another fortuitously such that their individual masses and radii can be measured, allowing the system's absolute magnitude to be derived. Thus, the absolute visual magnitude of an eclipsing binary in the galaxy Messier 31 is MV = −5.77 (Ribas et al. 2005). So, this eclipsing binary, with an apparent visual magnitude of mV = 18.67, has a distance modulus of (m-M)V = 24.44, for a distance of 772 kpc, with a statistical error of 0.12 mag or 44 kpc (6%).

Globular cluster radii (GC radius)

Based on the mean absolute radii of globular clusters, r = 2.7 pc (Jordan et al. 2005). So, globular clusters in the galaxy Messier 87 with a mean apparent radius of r = 0.032 arcsec, have a distance of 16.4 Mpc.

Based on the absolute diameter at which a galaxy reaches the critical density for gravitational stability of the gaseous disk (Zasov & Bizyaev 1996). A distance to galaxy Messier 74 is obtained of 9.40 Mpc.

Gravitational lenses (G Lens)

Based on the absolute distance between the multiple images of a single background galaxy that surround a gravitational lens galaxy, determined by time-delays measured between images. Thus, the apparent distance between images gives the lensing galaxy's distance. Applied to the galaxy 87GB[BWE91] 1600+4325 ABS01 by Burud et al. (2000), to obtain a distance of 1,920 Mpc.

H ii region diameters (H ii )

Based on the mean absolute diameter of H ii regions, d = 14.9 pc (Ismail et al. 2005). So, H ii regions in the galaxy Messier 101 with a mean apparent diameter of r = 4.45 arcsec, have a distance of 6.9 Mpc.

Based on the apparent motion of individual components in parsec-scale radio jets, obtained by observation, compared with their absolute motion, obtained by Doppler measurements and corrected for the jet's angle to the line of sight. Applied to the quasar 3C 279 by Homan & Wardle (2000), to obtain an angular size distance of 1.8 ± 0.5 Gpc.

Based on the absolute motion of masers orbiting at great speeds within parsecs of supermassive black holes in galaxy cores, relative to their apparent or proper motion. The absolute motion of masers orbiting within the galaxy NGC 4258 is Vt = 1,075 km s −1 , or 0.001100 pc yr −1 (Humphreys et al. 2004). So, the maser's apparent proper motion of 31.5 × 10 −6 arcsec yr −1 , gives a distance of 7.2 Mpc, with a statistical error of 0.2 Mpc (3.0%).

Orbital mechanics (Orbital mech.)

Based on the predicted orbital or absolute motion of a galaxy around another galaxy, and its observed apparent motion, giving a measure of distance. Applied by Howley et al. (2008) to the Messier 31 satellite galaxy Messier 110, to obtain a linear distance of 0.794 Mpc.

Based on the absolute motion of a galaxy, relative to its apparent or proper motion. Applied to galaxy Leo B by Lepine et al. (2011), to obtain a linear distance of 0.215 Mpc.

Based on the apparent angular ring diameter of certain spiral galaxies with inner rings, compared to their absolute ring diameter, as determined based on other apparent properties, including morphological stage and luminosity class (Pedreros & Madore 1981). For galaxy UGC 12914, a distance modulus is obtained of (m-M) = 32.30, for a linear distance of 29.0 Mpc, with a statistical error of 0.84 mag or 13.6 Mpc (47%), assuming H = 100 km s −1 Mpc −1 .

Type II supernovae, optical (SNII optical)

Based on the absolute motion of the explosion's outward velocity, in units of intrinsic transverse velocity, Vt (usually km s −1 ), relative to the explosion's apparent or proper motion (usually arcseconds year −1 ) (e.g., Eastman et al. 1996). So, the absolute motion of Type II SN 1979C observed in the galaxy Messier 100, based on the Expanding Photosphere Method (EPM), gives a distance of 15 Mpc, with a statistical error of 4.3 Mpc (29%). An alternative SNII Optical indicator uses the Standardized Candle Method (SCM) of Hamuy & Pinto (2002). Applied to Type II SN 2003gd in galaxy Messier 74, by Hendry et al. (2005), to obtain a distance of 9.6 Mpc, with a statistical error of 2.8 Mpc (29%).

A.3. Secondary Methods

Brightest cluster galaxy (BCG)

Based on the fairly uniform absolute visual magnitudes of MV = −22.68 ± 0.35 found among the brightest galaxies in galaxy clusters (see Hoessel 1980). So, for example, for the brightest galaxy in the galaxy cluster Abell 0021, which is the galaxy 2MASX J00203715+2839334 and which has an apparent visual magnitude of mV = 15.13, the luminosity distance modulus can be calculated, as done by Hoessel et al. (1980). The result is a luminosity distance modulus of (m-M) = 37.81, or a luminosity distance of 365 Mpc. With a redshift for the BCG in Abell 0021 of z = 0.0945, this leads to a linear distance of 333 Mpc, with a statistical error of 0.35 mag or 59 Mpc (18%).

Provides standard candles based on the absolute magnitudes of elliptical and early-type galaxies, determined from the relation between the galaxy's apparent magnitude and apparent diameter (e.g., Willick et al. 1997). Applied to galaxy ESO 409- G 012, to obtain a distance modulus of (m-M) = 33.9, for a linear distance of 61 Mpc, with a statistical error of 0.40 mag or 12 Mpc (20%).

Certain galaxy's major diameters may provide secondary standard rulers based on the absolute diameter for example of only the largest, or "supergiant" spiral galaxies, estimated to be

52 kpc (van der Kruit 1986). So, from the mean apparent diameter found for supergiant spiral galaxies in the Virgo cluster of

9 arcmin, the Virgo cluster distance is estimated to be 20 Mpc, with a statistical error of 3 Mpc (15%).

Based on the absolute magnitude of dwarf elliptical galaxies, derived from a surface-brightness/luminosity relation, and the observed apparent magnitude of these galaxies (Caldwell & Bothun 1987). Applied to dwarf elliptical galaxies around galaxy NGC 1316 in the Fornax galaxy cluster, to obtain a distance of 12 Mpc.

Based on the absolute magnitudes of elliptical and early-type galaxies, determined from a relation between a galaxy's apparent magnitude and velocity dispersion (Lucey 1986). Applied to galaxy NGC 4874, to obtain a distance modulus of (m-M) = 34.76, for a linear distance of 89.5 Mpc, with a statistical error of 0.12 mag or 5.1 Mpc (6%).

Based on the absolute magnitudes of early-type galaxies, which depend on effective visual radius re, velocity dispersion sigma, and mean surface brightness within the effective radius ioe: log D = log re–1.24 log sigma + 0.82 log ioe + 0.173 (e.g., Kelson et al. 2000). The galaxy NGC 1399 has an effective radius re = 55.4 arcsec, a rotational velocity sigma = 301 km s −1 , and surface brightness, ioe = 428.5 lSole pc −2 . So, from the FP relation, its distance is 20.6 Mpc.

The globular cluster K-band magnitude versus J-band minus K-band CMD secondary standard candle is similar to the CMD standard candle, but applied specifically to globular clusters within a galaxy, rather than entire galaxies (Sitko 1984). Applied to galaxy Messier 31, to obtain a linear distance of 0.689 Mpc.

Based on the absolute magnitude at which this ratio equals one, which compares energy emitted at two wavelengths, giga-electron volt and tera-electron volt (Prandini et al. 2010). Applied to galaxy 3C66A, to obtain a linear distance of 794 Mpc.

Globular cluster fundamental plane (GC FP)

Based on the relationship among velocity dispersion, radius, and mean surface brightness for globular clusters, similar to the fundamental plane for early-type galaxies (Strader et al. 2009). Applied to globular clusters in galaxy Messier 31, to obtain a distance modulus of (m-M) = 24.57, for a linear distance of 0.820 Mpc, with a statistical error of 0.05 mag or 0.019 Mpc (2.3%).

H I + optical distribution

Based on neutral hydrogen I mass versus optical distribution or virial mass provides a secondary standard ruler that applies to extreme H I-rich galaxies, such as Michigan 160, based on the assumption that the distance-dependent ratio of neutral gas to total (virial) mass should equal one (Staveley-Smith et al. 1990). Applied to galaxy UGC 12578, to obtain a distance modulus of (m-M) = 33.11, for a linear distance of 41.8 Mpc, with a statistical error of 0.20 mag or 4.0 Mpc (10%).

Infra-Red Astronomical Satellite (IRAS)

Based on a reconstruction of the local galaxy density field using a model derived from the 1.2 Jy IRAS survey with peculiar velocities accounted for using linear theory (e.g., Willick et al. 1997). Applied to galaxy UGC 12897, to obtain a distance modulus of (m-M) = 35.30, for a linear distance of 115 Mpc, with a statistical error of 0.80 mag or 51 Mpc (44%).

Based on the SBF standard candle, which is based on the fluctuations in surface brightness arising from the mottling of the otherwise smooth light of a galaxy due to individual stars, but applied specifically to low surface brightness (LSB) galaxies (Bothun et al. 1991). Applied to LSB galaxies around galaxy NGC 1316 in the Fornax galaxy cluster, to obtain a distance modulus of (m-M) = 31.25, for a linear distance of 17.8 Mpc, with a statistical error of 0.28 mag or 2.4 Mpc (14%).

Based on an extragalactic object's magnetic energy and particle energy, and calculations assuming certain relations between the two. It has been applied so far to only one gamma-ray source, HESS J1507-622 (Domainko 2014). Depending on which theoretical possibilities are assumed, the distance is estimated to range from 0.18 Mpc to 100 Mpc, indicating that HESS J1507-622 is extragalactic.

Based on the apparent magnitudes of certain galaxies, which may provide a secondary standard candle based on the mean absolute magnitude determined from a sample of similar galaxies with known distances. Assuming a mean absolute blue magnitude for dwarf galaxies of MB = −10.70, the dwarf galaxy DDO 155 with an apparent blue magnitude of mB = 14.5, has a distance modulus of (m-M)B = 25.2, for a distance of 1.1 Mpc (Moss & de Vaucouleurs 1986).

Based on the absolute radii of galaxy halos, estimated from the galaxy plus halo mass as derived from rotation curves and from the expected mass density derived theoretically (Gentile et al. 2010). Applied to galaxy NGC 1560, to obtain a linear distance of 3.16 Mpc.

Based on the absolute radio brightness assumed versus the apparent radio brightness observed in a galaxy (Wiklind & Henkel 1990). Applied to galaxy NGC 0404, to obtain a distance of 10 Mpc.

"Look Alike," or in French "Sosies," galaxies provide standard candles based on a mean absolute visual magnitude of MV = −21.3 found for spiral galaxies with similar Hubble stages, inclination angle, and light concentrations (Terry et al. 2002). So, the galaxy NGC 1365, with an apparent visual magnitude of mV = 9.63, has a distance modulus of (m-M)V = 30.96, for a distance of 15.6 Mpc. Galaxy NGC 1024, with an apparent visual magnitude of mV = 12.07 that is 2.44 mag fainter and apparently farther than NGC 1365, is also estimated to be 0.06 mag less luminous than NGC 1365, leading to a distance modulus of (m-M)V = 33.34, for a distance of 46.6 Mpc.

A catch-all term for various distance indicators employed by de Vaucouleurs et al. in the 1970s and 1980s, including galaxy luminosity index and rotational velocity (e.g., McCall 1989). Applied to galaxy IC 0342, to obtain a distance modulus of (m-M) = 26.32, for a linear distance of 1.84 Mpc, with a statistical error of 0.15 mag or 0.13 Mpc (7%).

Based on various parameters, including galaxy magnitudes, diameters, and group membership (Tully, NGC, 1988). For galaxy ESO 012- G 014, the estimated distance is 23.4 Mpc.

Introduced by Tully & Fisher (1977), based on the absolute blue magnitudes of spiral galaxies, which depend on their apparent blue magnitude, mB, and their maximum rotational velocity, sigma: MB = −7.0 log sigma—1.8 (e.g., Karachentsev et al. 2003). So, the galaxy NGC 0247 has an absolute blue magnitude of MB = −18.2, based on its rotational velocity, sigma = 222 km s −1 . With an apparent blue magnitude of mB = 9.86, NGC 0247 has a distance modulus of (m-M)B = 28.1, for a distance of 4.1 Mpc.

A.4. Additional Information on Indicators

Here are some notes relating to Cepheids distances in particular, and to standard candle indicators in general, regarding different luminosity relations, apparent versus reddening-corrected distance, and corrections related to age or metallicity.

A.4.1. Period–Luminosity Relation

Cepheid variable stars have absolute visual magnitudes related to the log of their periods in days

This is the PL relation adopted by NASA's HST Key Project On the Extragalactic Distance Scale (Freedman et al. 2001).

In the galaxy NGC 1637, the longest-period Cepheid of 18 observed has a period of 54.42 days, yielding a mean absolute visual magnitude of MV = −6.25 (Leonard et al. 2003). With the star's apparent mean visual magnitude of mV = 24.19, its apparent visual distance modulus of is (m-M)V = 30.44, corresponding to a distance of 12.2 Mpc.

NGC 1637's shortest-period Cepheid, with a period of 23.15 days, has a mean absolute visual magnitude of MV = −5.23. The shorter period variable's mean apparent visual magnitude is mV = 25.22, giving an apparent visual distance modulus of (m-M)V = 30.45, for a distance of 12.3 Mpc. This is in excellent agreement with the distance found from the longest-period Cepheid in the same galaxy.

A.4.2. Apparent Distance

Nevertheless, there is in practice a significant scatter in the individual Cepheid distance moduli within a single galaxy. In the galaxy NGC 1637, for example, the average of the apparent distance moduli for all 18 Cepheids is (m-M)V = 30.76, corresponding to a distance of 14.2 Mpc. Questo è

0.3 mag fainter than the distance moduli obtained from either the longest- or shortest-period Cepheids, and corresponds to a 15% greater distance.

A.4.3. Reddening-corrected Distance

Scatter in individual Cepheid distance moduli is caused primarily by differential "reddening" or dimming due to differing patches of dust within target galaxies, and to a lesser extent by reddening due to foreground dust within the Milky Way, as well as differences in the intervening intergalactic medium. Because reddening is wavelength-dependent (greater at shorter wavelengths) the difference between distance moduli measured at two or more wavelengths can be used to estimate the extinction at any wavelength, EV-I = (m-M)V - (m-M)io. For NGC 1637, with (m-M)V-I = 30.76–30.54, the extinction between V and I is EV-I = 0.22. Extinction, when multiplied by the ratio of total-to-selective absorption and assuming that ratio to be RV = 2.45, equals the total absorption, or dimming in magnitudes of the visual distance modulus due to dust, UNV = RV × EV-I = 0.54 in the case of NGC 1637. Note different total-to-selective absorption ratios are assumed by different authors. The correction for dimming due to dust obtained by Leonard et al. (2003) is deducted from the apparent visual distance modulus of (m-M)V = 30.76 to obtain the true, reddening-corrected, "Wesenheit" distance modulus of (m-M)W = 30.23, corresponding to a distance of 11.1 Mpc.

A.4.4. Metallicity-corrected Distance

Cepheids formed in galaxies with higher "metal" abundance ratios (represented here by measured oxygen/hydrogen ratios), are comparatively less luminous than Cepheids formed in "younger" less evolved galaxies.

Leonard et al. (2003) apply a metallicity correction of Z = 0.12 mag, based on the difference in metal abundance between galaxy NGC 1637 and the LMC. Their final, metallicity- and reddening-corrected distance modulus is (m-M)Z = 30.34, corresponding to a distance of 11.7 Mpc.

Different corrections for reddening and age or metallicity are applied by different authors. For a review see Freedman & Madore (2010).

A.4.5. Distance Precision

Differences affecting distance estimates, whether based on Cepheid variables or other methods, include corrections for:


Guarda il video: Redshift ShockStop Seatpost u0026 Stem - Adjustable Suspension for Rough Riding (Luglio 2022).


Commenti:

  1. Hamlet

    Penso che tu non abbia ragione. Sono sicuro. Noi discuteremo. Scrivi in ​​PM, ne parleremo.

  2. Chipahua

    È d'accordo, è la risposta ammirevole

  3. Melabar

    Congratulazioni, quali parole ... pensiero meraviglioso

  4. Wintanweorth

    Forse sarò d'accordo con la tua opinione

  5. Giollabrighde

    Era anche con me.

  6. Alcinous

    Mi congratulo, la brillante idea

  7. Guaiya

    È un peccato che ora non possa esprimermi: sono in ritardo per l'incontro. Tornerò - esprimerò assolutamente il parere.

  8. Deavon

    Starò semplicemente in silenzio meglio



Scrivi un messaggio