În prezent, disponibile la scară distanță în lumea de galaxii nu sunt fiabile, deoarece bazate pe estimări brute ale distanța până la cea mai apropiată stea, pe estimări ipotetice ale parametrilor acestor stele, o constantă gravitațională discutabile puține și constantă excesivă structurii fine.
Definițiile distanțelor față de mai multe stele apropiate se bazează pe măsurarea deplasării anuale a unei stele pe sfera cerească, cauzată de mișcarea orbitală a Pământului în jurul Soarelui sau paralaxă. Prin metode fotografice, paralaxa este determinată cu o precizie medie de ordinul de 0,02 "-0,05" (secunde unghiulare). De la Pământ numai pentru cele mai apropiate stele în 20-30 parseci, această distanță poate fi măsurată cu o acuratețe de cel mult 50%.
Pentru orientare în Galaxie, este necesară o precizie de cel puțin 5-10%.
Pentru a transfera estimările distanțelor la cele mai apropiate stele la scalele galactice, informațiile despre luminozitatea stelelor permit. Diferența dintre luminozitatea și luminozitatea aparentă a stelei, corelată cu cantitatea de absorbție a luminii (A), ne permite să calculam distanța față de stea de formula m - M = 5lRR - 5 + A.
Valoarea absolută pentru anumite tipuri de stele determinate de paralaxele cunoscute astfel de stele existente în vecinătatea Soarelui, și pentru a determina luminozitatea stele luminoase folosite împrăștiate roiuri stelare, distanța până la care în mod substanțial aceleași stele.
Referința standard pentru măsurarea distanțelor a fost acumularea distanței Hyada, care sa dovedit a fi egală cu 45 ± 1 parsec.
Unul dintre cadrele pentru a determina distanțele dintre obiectele spațiale devin pulsează cu ciclicitate strictă și care are o relație clară între perioada de pulsații și medii absolute valoare variabilă stele-supergigante clase spectrale F-G - Cefeide. Cepheid luminanță medie corespunde formulei: M (mediu) este aproximativ egal cu -1,0m - 2,9m LGP, în care perioada de variație a luminozității P în zile.
În Galaxia sunt cunoscute peste 1000 de cefezi, perioadele lor de variație a luminii de la 2 la 68 de zile, amplitudinea de până la 1,5 m.
Cepheidele, ca și alte obiecte tinere, fac posibilă recunoașterea structurii modelului spiral al Galaxiei.
Folosind cefidele, se pot estima distanțele fotometrice față de alte galaxii unde se găsesc.
Alte puncte de referință pentru determinarea distanțelor sunt, de asemenea, pulsatorii de stele variabile, cum ar fi RR Lyrae, având aproximativ aceeași luminozitate medie, dar schimbându-și luminozitatea cu perioade cuprinse între 0,4 și 1 zi.
Cu ajutorul stelelor de referință, distanța până la centrul galaxiei R0 a fost determinată în mod repetat. Dar nu există niciun acord cu privire la această distanță. Estimările de R0 se situează în intervalul de la 6,5 până la stele precum RR Lira până la 10 kiloparsec de Cepheids. Cepheide au fost folosite pentru a construi scala intergalactică.
Cu distanța Cepheid definite la unele spirale, care sunt la distanțe de aproximativ 10 Mpc unde deja notabile sistemice „schimbare roșu“ și calcularea constantei Hubble (H), 50 kilometri pe secundă per Mpc „determinat expansiunea universului la 13, 8 miliarde de ani. "
Claritatea la întrebarea cum stelele de puncte de referință pentru a determina distanța potrivită, a făcut proiectul Hipparcos (High Precision paralaxă Colectarea prin satelit), care a identificat paralaxă 118,000 stele in raza Soarelui de aproximativ 500 de parseci. În acest domeniu, au existat, de asemenea, un Cepheid, distanța până la controlul Cepheids au fost mult mai mici, uneori mai puțin de un sfert mai mic decât se credea anterior. Adică, distanța până la centrul galaxiei noastre nu este mai mare de 6 KPC. Iar distanța până la galaxii cu sistemul „redshiftul“ din apropiere este în mod clar mai puțin de 40% acceptate.
Este descoperit al doilea manșon al galaxiei noastre.
Faptul că dimensiunea galaxiei noastre mai mici decât estimat anterior, la reuniunea a comunității 221 de Astronomic american, a declarat Alice Deason (ALIS Deason), astronom la Universitatea din California de la Santa Cruz.
Alice Dyson și colegii ei s-au concentrat pe cele mai îndepărtate vedete din aurul Calei Lactee. Răspândirea vitezelor în aceste stele și a permis calcularea masei Calei Lactee în 500-1000 de miliarde de soluri, ceea ce este jumătate din ceea ce este considerat.
Perioada de revoluție a sistemului solar în jurul centrului galactic poate fi determinată prin metode geologice. Acesta este realizat de Fizica, Universitatea din California, la Berkeley National Laboratory și Lawrence în ceea ce au scris un articol în revista Nature. Ei au descoperit că diversitatea de specii de animale marine ale Pământului variază în mod ciclic, atingând maxime și minime la fiecare 62 de milioane de ani, adică, sistemul solar în timpul revoluției din jurul centrului galaxiei 124 de milioane de ani, nu 220 ca calculată din determinarea distanței la centru în 10 KPC.
Schimbările ciclice din speciile de diversitate de animale din lume, poate fi asociată cu faptul că procesele geologice supuse la intersecția influenței sistemului solar, prin mutarea în galaxie care orbitează înclinat cu 7 grade față de planul Galaxiei, acest plan de 2 ori cifra de afaceri perioadă. Dificultatea de a găsi un ciclu în procesele geologice este că această scală nu este foarte precisă.
Dacă vă uitați la diferitele surse ale scalei cronologiei perioadelor geologice, puteți vedea o diferență enormă în datarea perioadelor de la Fanerozoic. Diferența poate ajunge la 20 de milioane de ani (de la 570 la 550 de milioane de ani) pentru începutul perioadei Cambrian, până la 10 milioane de ani pentru datarea perioadelor mezozoice și până la 5 milioane pentru începutul Cenozoicului.
Deschiderea distanțe supraestimare spațiul definit de Cepheids făcute Hipparcos prin satelit a provocat o furtună de cosmologi indignare și, deși datele ca vor fi luate în considerare, dar estimarea eronată a distanțelor folosind cefeidelor nu au fost corectate. Dimpotrivă, cosmologi a început să caute erori în determinarea distanțelor folosind satelit Hipparcos.
Este posibil să ne imaginăm ce o furtună de indignare ar putea provoca cosmologilor să reducă distanțele față de galaxii care duc la ratele de rotație și masă în acord cu legile lui Newton și Kepler.
Cauza perturbării cosmologilor este de înțeles, ei nu pot accepta ceea ce înseamnă o creștere a constantei Hubble (H), deoarece aceasta va face limita de observare considerată de cosmologi "vârsta universului" mai mică decât epoca Pământului!
Prin urmare, ei sunt de acord să inventeze orice: materia întunecată, energia întunecată, formulele care înlocuiesc formulele lui Newton și Kepler, doar pentru a-și păstra modelul de "buchet mare".
Oamenii de știință au observat faza timpurie a evoluției supernovelor și au descoperit că exploziile lor nu pot fi standard, deoarece sunt foarte diverse.
Oamenii de știință au folosit telescopul spațial Kepler pentru a fotografia trei supernove de tipul Ia în primele etape de apariție a erupțiilor. Apoi au urmărit exploziile în detaliu până la luminozitatea completă cu aproximativ trei săptămâni mai târziu, iar după câteva luni au dispărut.
"Toate stelele explodează în mod unic", a spus dr. Brad Tucker de la Universitatea Națională a Australiei (ANU).
Înainte de acest studiu, sa crezut că supraviețuitoarele de tip Ia devreme au aprins aproximativ 2,5 ore după ce au aprins, apoi toate exploziile au urmat un proces identic.
Teoreticienii au crezut că toate supernovele sunt obținute atunci când o stea densă suge materialul vecinului cel mai apropiat, până devine atât de dens încât carbonul din nucleul stelei intră într-o reacție termonucleară.
Înregistrați supernova strălucitoare?
S. Dong (Universitatea Peking, RPC) și alții au descoperit supernova ASASSN-15lh, care a devenit cea mai strălucitoare dintre cele observate până acum. În primul rând, aceasta a fost înregistrată cu ajutorul super-nouă un sistem automat cu ajutorul telescoapelor ASAS-SN, atunci observația a fost făcută pe telescoape mari optice, precum și în domeniul UV prin telescopul spațial Swift. Supernova are z schimbare roșu = 0,2326 și complet ei (bolometric) luminozitate este 2,2 x 1045 erg-1, care este de aproximativ 2,5 ori mai mare decât recordul anterior luminos super-nouă. Spectrul ASASSN-15lh este aproape de spectrul super-luminoase a supernovelor din clasa SLSNe-I. Aceste supernove sunt de aproximativ 100 de ori mai luminoase decât supranorii tipice, iar exploziile lor apar mai rar cu trei ordine de mărime. Cu toate acestea, clasificarea exactă a supernovei ASASSN-15lh este dificilă, iar mecanismul de eliberare a energiei nu este cunoscut. Pentru două luni de observații, supernova a radiat energia de 7.5 × 1051 erg. O astfel de cantitate mare este dificil de explicat în modelul de magnet. O ipoteză alternativă privind distrugerea de maree a unei stele de către o gaură neagră este de asemenea eliminată practic din cauza absenței liniilor de emisii de hidrogen și heliu. Sursa: arXiv: 1507.03010 [astro-ph.HE]
Supernova este obișnuită, dacă presupunem că este de fapt mai aproape de 30-50%
Sunteți aici »De ce avem nevoie de pseudoscience. „FIZICĂ. "Distanțe reale în spațiu împotriva fabricărilor cosmologilor.
Articole similare
Trimiteți-le prietenilor: