Winkeldurchmesserabstand

Der Winkelabstand Durchmesser ist ein Begriff in verwendet Kosmologie , um den Abstand zu exprimieren ähnlich zu einem astronomischen Objekt von seinem Winkeldurchmesser . Dies ist nicht die tatsächliche Entfernung, um die sich das betreffende Objekt befindet (siehe unten). Der Winkeldurchmesserabstand ist einer der verschiedenen Abstände, die astrophysikalischen Objekten zugeordnet werden können, ebenso wie der Helligkeitsabstand und der natürliche Abstand .

Einführung

In einem expandierenden Universum wird das Konzept der Distanz mehrdeutiger. Zum Beispiel wird eine entfernte Galaxie , die zu einem bestimmten Zeitpunkt ihr Licht aussendet, Zeit haben, sich von uns zu entfernen, bevor wir das Licht empfangen. In dem Moment, in dem wir das Licht von diesem Objekt empfangen, ist die Entfernung, die uns von ihm trennt, nicht mehr dieselbe wie zu dem Zeitpunkt, als es sein Licht emittierte. Solange die Variation der Entfernung des Objekts zwischen der Emission und dem Empfang seines Lichts gering ist, hat der Begriff der Entfernung eine relativ explizite Bedeutung. Sobald andererseits die Variation der Entfernung des Objekts während des Lichtwegs signifikant ist, muss daher das Konzept der „Entfernung“ geklärt werden. In der Praxis tritt die Grenze zwischen diesen beiden Situationen für Abstände in der Größenordnung des Hubble-Radius auf , d. H. Einen signifikanten Bruchteil der Größe des beobachtbaren Universums.

Im Alltag

Normalerweise besteht eine einfache Beziehung zwischen der Winkelgröße θ eines Objekts, seiner tatsächlichen Größe d und seinem Abstand D vom Beobachter. Wenn wir θ im Bogenmaß ausdrücken , wird diese Beziehung an der Grenze geschrieben, an der die Winkelgröße klein ist (einige Grad oder weniger):

.

Wenn wir in der Praxis die reale Größe d des Objekts kennen, ermöglicht die Messung seiner Winkelgröße θ die Ableitung seines Abstands vom Beobachter.

Fall eines expandierenden Universums

In diesem Fall muss in diesem Fall eine angepasste Metrik von Robertson & Walker verwendet werden

Bedeutung für die Kosmologie

In der Praxis ist die leicht messbare Größe zusätzlich zum Winkeldurchmesser die Rotverschiebung . Für ein gegebenes kosmologisches Modell besteht eine Beziehung zwischen der Entfernung des Objekts zu dem Zeitpunkt, zu dem es sein Licht emittiert, und seiner Rotverschiebung. Diese Beziehung, die eine Größe beinhaltet, die als konforme Zeit bezeichnet wird , hängt vom materiellen Inhalt des Universums ab.

In der Praxis besteht die Schwierigkeit eher darin, eine Klasse astrophysikalischer Objekte zu finden, deren tatsächliche Größe bekannt ist. Solche Objekte werden normalerweise als Standardlineal bezeichnet ( Standardstab oder Standardlineal auf Englisch ). Es gibt jedoch nicht viele Objekte, die heute ausreichend einheitlich und gut verstanden sind, so dass ihre tatsächliche Größe mit Sicherheit vorhergesagt werden kann (siehe unten).

Winkelabstandstests

Radiogalaxien

Eine der ersten Standardregeln, die für die Verwendung in Betracht gezogen wurden, waren die Lappen, die bei einigen riesigen Radiogalaxien beobachtet wurden . Diese Art von Test war jedoch bisher nicht schlüssig. Ein weiterer Versuch wurde unter Verwendung der großen Hohlräume zwischen Galaxien- Superclustern unternommen . Die Theorie der Bildung großer Strukturen zeigt, dass die Verteilung der Materie im Universum über einen bestimmten Maßstab hinaus homogen ist. Diese Skala ergibt sich aus der Größe der größten Hohlräume. Diese Hohlräume haben im Laufe der Zeit keine feste Größe, da sie sich ausdehnen. Die Variation in ihrer Größe ist jedoch bekannt. Sie können daher grundsätzlich nicht als Standardregel, sondern als „standardisierbare Regel“ verwendet werden. Diese Methode hat es bisher nicht möglich gemacht, sehr genaue Ergebnisse zu erzielen, und ist daher nicht Gegenstand einer eingehenden Untersuchung.

Kosmologischer diffuser Hintergrund

Andererseits kann ein wesentlich restriktiverer Test mit dem kosmisch diffusen Hintergrund verwendet werden . Der kosmische diffuse Hintergrund repräsentiert das vom gesamten Universum emittierte Licht, wenn seine Dichte niedrig genug geworden ist, damit sich das Licht frei durch das Universum ausbreiten kann. Diese als Rekombination bekannte Epoche entspricht einer Rotverschiebung von etwa 1100 und liegt nur 380.000 Jahre nach dem Urknall . Die Untersuchung des kosmischen diffusen Hintergrunds zeigt, dass er extrem gleichmäßig ist, jedoch geringe Dichteschwankungen aufweist, die die Keime der heute beobachteten großen Strukturen (Galaxien, Galaxienhaufen usw.) sind. Die Untersuchung dieser Schwankungen, die als kosmologische Störungen bezeichnet werden, ermöglicht es, vorherzusagen, dass es eine Größenbeschränkung für diese Schwankungen gibt, ab der sie zum Zeitpunkt der Emission der kosmologischen Diffusion des Hintergrundlichts keine Zeit mehr hatten, sich signifikant zu entwickeln. Diese charakteristische Größe wird als Schallhorizont bezeichnet und stellt konkret die maximale Entfernung dar, die eine Schallwelle seit dem Urknall zurückgelegt haben kann. Diese charakteristische Größe erscheint in den Anisotropien des diffusen kosmischen Hintergrunds als Winkelgröße der "Granularitäten", die auf der Karte erscheinen.

Der kosmische diffuse Hintergrund repräsentiert das am weitesten entfernte Objekt im Universum, das im elektromagnetischen Spektrum sichtbar ist . Es eignet sich daher besonders für einen Winkelabstandstest, um Modelle zu unterscheiden, deren Winkelabstand in großem Abstand erheblich variiert. Der effektivste Test bezieht sich daher auf die Einschränkungen, die der räumlichen Krümmung des Universums auferlegt werden können (siehe unten), da bei einem Modell, dessen räumliche Krümmung nicht Null ist, der Winkelabstand im Vergleich zu einem Modell, dessen räumliche Krümmung erheblich variiert Die Krümmung ist Null, sobald man sich auf Skalen platziert, die größer als der Krümmungsradius sind .

Die Winkelgröße des Schallhorizonts ermöglicht es somit, die räumliche Krümmung sehr stark einzuschränken. Dieses Ergebnis wurde erstmals dank des BOOMERanG- Experiments im Jahr 2000 detailliert demonstriert . Seit dem Eintreffen von Daten vom WMAP- Satelliten im Jahr 2003 wurden die Einschränkungen der räumlichen Krümmung verfeinert. Im Rahmen des Standardmodells der Kosmologie ermöglicht diese Art von Test, den Dichteparameter des Universums auf Werte nahe 1 zu beschränken und folglich zu erzwingen, dass der Krümmungsradius signifikant größer als der von ist l ' beobachtbares Universum und daher viel größer als der Hubble-Radius .

Mathematische Formulierung

Siehe auch

Zum Thema passende Artikel

Externe Links

Anmerkungen und Referenzen

  1. Boudewijn F. Roukema und Gary A. Mamon , Tangentiale großräumige Struktur als Standardlineal: Krümmungsparameter aus Quasaren , Astronomie und Astrophysik 358 (2000) 395, astro-ph / 9911413 siehe online .
  2. Paolo de Bernardis et al. , Ein flaches Universum aus hochauflösenden Karten der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung , Nature 404 (2000) 955-959, astro-ph / 0004404 siehe online .
  3. Siehe die Ergebnisse der Analysen der WMAP-Daten in den Jahren 2003 und 2006:
    • David N. Spergel et al. , Beobachtungen der Wilkinson-Mikrowellenanisotropiesonde (WMAP) im ersten Jahr: Bestimmung kosmologischer Parameter , The Astrophysical Journal Supplement 148 (2003) 17, astro-ph / 0302209, siehe online
    • David N. Spergel et al. , Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Dreijahresergebnisse : Implikationen für die Kosmologie , in Vorbereitung, astro-ph / 0603449 Siehe online .