Друк

[Гість]

Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
27 Листопада 2024, 08:44:53

1 година 1 день 1 тиждень 1 місяць Назавжди

Увійти

[Новини]

•    Новини
•      Астрономія
•      Астрозаходи
•    Життя клуба
•      Новини
•      Проекти
•      Заходи
•      Звіти про спостереження
•      Документи
•    Статті
•      Обладнання та телескопи
•      Спостереження
•      Астрофотографія
•      Астрософт
•      Астрономія в Україні
•      Астрономи шуткують
•      Інше
•     
•      Файловий архів

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

[oberon]

Первое точное измерение температуры реликтового излучения в раннюю эпоху.
Май 15, 2008 - С помощью телескопа ESO Very Large Telescope впервые получен спектр поглощения молекулы СО в галактике, расположенной на расстоянии в 11 миллиардов световых лет. Это обнаружение дает возможность получать наиболее точные значения температуры реликтового излучения на таких ранних эпохах.
Команда астрономов - Raghunathan Srianand((IUCAA,(Pune, India), Pasquier Noterdaeme and Cédric Ledoux (ESO), and Patrick Petitjean (IAP, France) - с помощью спектрографа UVES на телескопе VLT получили спектр галактики SDSS J143912.04+111740.5, имеющей красное смещение z = 2.41837. Время экспозиции - более 8 часов, что обусловленно большой удаленностью объекта и потому слабостью сигнала.
Единственный способ, с помощью которого можно увидеть эту галактику - исследовать "отпечатки" межзвездного газа, оставленные в спектре более удаленного квазара. Квазар в данном случае служит в качестве маяка-прожектора, расположенного на окраинах Вселенной и просвечивающего пространство до Земли. Облака межзвездного газа в галактиках, расположенных на луче зрения между квазаром и наблюдателем на Земле, поглощают часть света, испущенного квазаром. Результирующий спектр в итоге представляет собой совокупность линий поглощения, которые можно сопоставить с хорошо известными химическими элементами, а также рядом молекул.
Благодаря мощности телескопа VLT а также очень тщательному отбору исследуемого материала - а объект был выбран из списка примерно в 10 тысяч квазаров - стало возможным открытие линий молекулярного водорода H2 , дейтерида водорода HD, а также молекулы оксида углерода СО в межзвездной среде этой удаленной галактики. Результат, когда эти три молекулы обнаружены в абсорбции в спектре квазара, получен впервые.
Эта же группа ученых уже изучала возможность обнаружения молекулярного водорода в галактике. Хотя H2  наиболее распространенная молекула в космосе, наблюдать ее непосредственно очень сложно. Единственный способ обнаружить ее непосредственно в удаленных частях Вселенной - это это искать следы ее присутствия в спектрах квазаров или гамма-барстеров. Что требует высокого спектрального разрешения и больших телескопов.

Рис.1."Невидимые" галактики можно обнаружить с помощью "отпечатков" их межзвездного газа, которые остаются на спектре более удаленного квазара. Межзвездные облака газа в галактике, расположенной между квазаром и наблюдателем на Земле на луче зрения, поглощают часть света, излученного квазаром. Результирующий спектр представляет собой полосы поглощения, которые можно отождествить с известными элементами и молекулами. Схематически представлены: наблюдатель на телескопе VLT - D, детали спектра, связанные с тремя разными системами, расположенными на разных расстояниях (A, B и C), и излучение которых таким образом имеет разное смещение по z. Квазар, играющий роль своеобразного маяка - облучателя, освещает наш объект.
Межзвездный газ - резервуар для последующего формирования звезд, представляет собой важный компонент галактик. Более того, т.к. образование и существование молекул очень чувствительно к физическим условиям в газе, которые в свою очередь зависят от скорости образования звезд, то детальное изучение химии межзвездной среды дает важный инструмент для изучения механизма формирования галактик.
Наиболее значимым результатом работы стало то, что ученые смогли измерить с большой точностью температуру космического реликтового излучения удаленной Вселенной. Ранее уже проводились измерения температуры реликтового излучения на расстоянии в 2.5 миллиарда световых лет с использованием этой же аппаратуры. Тогда точность измерений была ниже, и величина температуры была дана в пределах от 6 до 14 К.

Рис.2. Спектр очень удаленного квазара с "отпечатками" галактики, расположенной на расстоянии в 11 миллиардов световых лет. Различные полосы поглощения СО, а также полосы молекул H2  и HD идентифицированы (показаны также линии лаймановской серии). Разные интенсивности линий СО позволили рассчитать температуру фона космического излучения.
Если Вселенная сформирована в результате Большого Взрыва , как принято современной теорией, то температура космического фона на ранних эпохах должна быть выше, чем наблюдается сейчас. Современное значение температуры реликтового излучения 2.725 K или -270.4° C. На расстоянии с красным смещением равным z температура изменяется с фактором (1+z). Тогда для галактики с z = 2.41837 ( что составляет 11 миллиардов световых лет) ожидаемая температура космического реликтового излучения равна 2.725 × (1 + 2.41837) = 9.315 K или -263.835° C. Нынешние наблюдения дают значения температуры 9.15 K ± 0.72 K, что является очень хорошим совпадением с теоретическими выкладками.
Это первый наиболее точный результат измерения температуры космического микроволнового фонового излучения на больших красных смещениях и первое подтверждение теории с использованием данных по линиям поглощения в молекулярном спектре на высоких z. Текст: Н.Т. Ашимбаева, ГАИШ, Москва
Результаты опубликованы в Letter to the Editor in Astronomy and Astrophysics
http://www.astronet.ru/db/msg/1227775

[Cosmic]

https://chasnauki.com/astronomiya/cosmologiya/test-poverhnevoi-yaskravosti-tolmana-ta-rozshirennya-vsesvitu.html

[tlgleonid]

https://chasnauki.com/astronomiya/cosmologiya/test-poverhnevoi-yaskravosti-tolmana-ta-rozshirennya-vsesvitu.html

Такі посилання треба відправляти в розділ "Непізнане".
Обговорювати помилки статті взагалі справа невдячна, бо автор про них нічого не дізнається. Можу тільки звернути увагу на пару моментів.
1. Розмір зображення на матриці залежить не тільки від кутових розмірів тіла і відстані до нього, але й в першу чергу характеристик об'єктива. (ну то таке)
2.  Щоб розглядати тіла, що знаходяться в русі, треба розглядати не два стани, а використовувати параметри швидкості.. Ну і хоча б оперувати СТВ. У нас вектор відносного по відношенню до камери руху "галактики" направлений від нас. Тому видимі розміри тіла не змінюються.
3. При подібному моделюванні треба враховувати декілька параметрів ЗТВ (залежність кривизни простору від часу та швидкість розширення простору від часу).

Подякували

1 :Slava80