En kosmoscienco , kunmovanta distanco kaj propra distanco estas du proksime rilatantaj manieroj difini distancon inter objektoj.

Kunmovantaj koordinatoj [ redakti | redakti fonton ]

La ?enerala relativeco permesas formuli la le?ojn de fiziko uzante ajnajn koordinatojn, sed iuj elektoj koordinataj estas naturaj elektoj kun kiuj estas pli simple laboro. Kunmovantaj koordinatoj estas ekzemplo de ?i tia natura koordinata elekto. Ili asignas konstantajn valorojn de spacaj koordinataj al rigardantoj kiu perceptas la universon kiel izotropa . ?i tiaj rigardantoj estas nomataj kiel kunmovantaj rigardantoj ?ar ili movi?as kune kun la fluo de Hubble .

Kunmovanta rigardanto estas la nura rigardanto kiu perceptas la universon, inkluzivante la kosman fonan radiadon kiel izotropa. Ne-kunmovantaj rigardantoj vidas regionojn de la ?ielo sisteme bluen?ovitaj a? ru?en?ovitaj. Tial izotropeco, aparte izotropeco de la kosma fona radiado, difinas specialan lokan kadron de referenco nomatan kiel la kunmovanta kadro . La rapido de rigardanto relativa al la loka kunmovanta kadro estas nomata kiel la stranga rapido de la rigardanto.

Plej grandaj buloj de materio, ekzemple galaksioj, estas preska? kunmovantaj, kio estas, iliaj strangaj rapidoj estas malgrandaj.

La kunmovanta tempo estas la trapasita tempo ekde la praeksplodo la? horlo?o de kunmovanta rigardanto kaj ?i estas mezuro de la kosmoscienca tempo . Kune la kunmovantaj spacaj koordinatoj kaj la kosmoscienca tempo formas plenan koordinatsistemon , donantan amba? la situon kaj tempon de evento.

Spaco en kunmovantaj koordinatoj estas avera?e statika, ?ar plejparto de korpoj estas kunmovantaj, kaj kunmovantaj korpoj havas statikajn, ne?an?antajn kunmovantajn koordinatojn.

La elvolvanta universo havas pligrandi?antan skalan faktoron de universo kiu eksplikas kiel konstantaj kunmovantaj koordinatoj estas konsiderataj kune kun distancoj kiuj pligrandi?as kun tempo.

Kunmova distanco [ redakti | redakti fonton ]

Kunmova distanco estas la distanco inter du punktoj mezuris la? vojo difinita je la aktuala kosmoscienca tempo . Por objektoj movantaj kun la fluo de Hubble, ?i estas rigardita al resti konstanto ?ustatempe. La kunmova distanco de rigardanto al malproksima objekto (ekzemple galaksio) povas esti komputita per jena formulo:

${\displaystyle \chi =\int _{t_{e}}^{t}{c \over a(t')}\;dt'}$

kie a(t') estas la skala faktoro de universo ,

t _e estas la tempo de eligo de la fotonoj detektitaj per la rigardanto,

t estas la tempo "nun".

Malgra? tio ke ?i estas kalkulata kiel integralo super tempo, ?i tiu formulo donas la distancon kiu devus esti mezurita per hipoteza mezura bendo je fiksita tempo t .

Plejparto de lernolibroj kaj esploraj paperoj difinas la kunmovan distancon inter kunmovantaj rigardantoj al esti fiksita ne?an?anta kvanto sendependa de tempo, kaj nomas la dinamikan, ?an?anta distanco inter ili kiel la propra distanco .

Propra distanco estas la samo kiel kunmova distanco, sed mezurita uzante valoron de la skala faktoro de la universo je la tempo de la mezurado (voja?o) anstata? valoro de la skala faktoro nun . En ?i tiu uzado, kunmovanta kaj propra distancoj estas ciferece egalaj je la aktuala a?o de la universo, sed malsamas en la pasinteco kaj la estonto.

Iuj a?toroj uzis terminon "propra distanco" por la kunmova distanco (Weinberg, 1972).

Kosmoscienca tempo estas identa al loke mezurita tempo por rigardanto je fiksis kunmovanta spaca pozicio, tio estas, en la loka kunmovanta kadro . Kunmova distanco estas anka? egala al la loke mezurita distanco en la kunmovanta kadro por apudaj objektoj. Por mezuri la kunmovan distancon inter du malproksimaj objektoj, imagu ke estas multaj kunmovantaj rigardantoj en rekto inter la du objektoj, tiel ke ?iuj el la rigardantoj estas proksima al la najbaraj (la finaj rigardantoj estas sur la objektoj), kaj formas ?enon inter la du malproksimaj objektoj. ?iu el ?i tiuj rigardantoj devas havi la saman kosmosciencan tempon. ?iu rigardanto (krom la lasta) mezuras sian distanco al la plej proksima sekva rigardanto en la ?eno, kaj la longo de la ?eno estas sumo de la distancoj inter apud rigardantoj, estas la tuteca kunmova distanco. Estas grava en la difino de kunmova distanco tio ke ?iuj rigardantoj havas la saman kosmosciencan a?on. Ekzemple, se oni mezuras la distancon la? rekto a? geodezia inter la du punktoj, ?i ne devas nepre esti la samo kiel kunmova distanco. Kunmova distanco estas netute la sama koncepto de distanco kiel la koncepto de distanco en speciala teorio de relativeco. ?i tiu povas vidi?i per konsidero de la hipoteza okazo de preska? malplena universo, kie amba? specoj de distanco povas esti mezuritaj. En ?i tiu pensa eksperimento la valoro de kunmova distanco estas ne egala al la valoro de la distanco kiel difinis per speciala teorio de relativeco.

Se dividi kunmovan distancon per la aktuala kosmoscienca tempo (la a?o de la universo ) kaj nomi ?i tiun valoron kiel rapido , tiam la rezultantaj rapidoj de galaksioj proksime al la partikla horizonto a? trans la horizonto povas esti pli grandaj ol la lumrapideco . ?i tio ?ajnas al esti superluma elvolvado, sed ?i ne estas ne en konflikto kun speciala a? ?enerala relativeco, kaj ?i estas konsekvenco de la apartaj difinoj uzataj en kosmoscienco. Noto ke la kosmosciencaj difinoj uzata por difini la rapidojn de malproksimaj objektoj estas dependa de koordinatosistemo, ne ekzistas ?enerala sendependa de koordinatosistemo difino de rapido inter malproksimaj objektoj la? ?enerala relativeco.

Galaksio apud a? trans la partikla horizonto povas havi rapidon difinitan kiel kunmova distanco dividita per a?o de la universo pli grandan ol la lumrapideco. Se ser?i sur ?ielo galaksiojn kun liberiga rapido pli granda ol la lumrapideco, do necesas noti ke:

• Galaksio, videbla de rigardanto apud la partikla horizonto, tiam kiam ?i eligis la viditan lumon, estis ankora? tiel juna ke ekzistis tiam nur kiel pli densa ol la aliaj areo en preska? homogenaj materio kaj radiado .
• Galaksion kiu estas trans la partikla horizonto eblis vidi nur en pasinteco.

Se kiel distanco ?is la galaksio kompreni distancon trairitan de fotono eligita de la galaksio, ekde la tempo de eligo ?is nun, rezultas rapido pli malgranda ol la lumrapideco. ?i tiun difinon ne eblas uzi por galaksio kiu estas trans la partikla horizonto.

Aliaj distancoj en kosmoscienco [ redakti | redakti fonton ]

?i tiu artikolo bezonas atenton kaj kontroladon de fakulo pri la temo, ?ar ?i povas enhavi sencajn erarojn a? mal?usta?ojn, kiuj ne konformas al bona kvalitnivelo .

• Luma distanco estas lumrapideco multiplikita je kosmoscienca tempo ${\displaystyle \int c\;dt'}$.
• Propra distanco d _propra estas ${\displaystyle \int {c \over a(t')}\;dt'}$, nun ?i egalas al la kunmova distanco.
• Heleca distanco d _L
• Distanco de propra movi?o d _pm
• Angula distanco d _a

Ili estas interrilatantaj kiel

d _a = d _pm / (1+z) = d _L / (1+z) ²

kie z estas ru?en?ovi?o (je la tempo de eligo de la observita fotono ???).

Nur se la kurbeco de universo estas nula k=0 do:

d _pm = d _propra

Se la universo havas kurbecon:

• pozitivan:

  ${\displaystyle d_{pm}=R_{C}\sin \left({d_{propra} \over R_{C}}\right)}$

• negativan:

  ${\displaystyle d_{pm}=R_{C}\sinh \left({d_{propra} \over R_{C}}\right)}$

kie ${\displaystyle R_{C}={c \over H_{0}}\left(|\Omega _{m}+\Omega _{\Lambda }-1|\right)^{-1/2}}$ estas la radiuso de kurbeco .

Propra distanco d _propra dependas de ru?en?ovi?o z kiel

${\displaystyle d_{propra}(z)={c \over H_{0}}\int \limits _{a'=1/(1+z)}^{a'=1}{da \over a{\sqrt {\Omega _{m}/a-(\Omega _{m}+\Omega _{\Lambda }-1)+\Omega _{\Lambda }a^{-(1+3w)}}}}}$

Tiel, d _propra estas la radiusa propra distanco kaj d _pm estas tan?anta distanco por angulo de unu radiano .

Propra kaj kunmova distancoj ?e malgrandaj skaloj [ redakti | redakti fonton ]

?e malgrandaj distancoj (ekzemple tra galaksio a? galaksia akumuli?o ) kaj mallongda?raj voja?oj, la elvolvado de la universo dum la voja?o povas esti ignorita. ?i tio estas ?ar la voja?a tempo inter ?iuj du punktoj por ne-relativisma movanta partiklo estas ?uste la propra distanco inter tiuj punktoj dividita per la rapido de la partiklo. Se la partiklo estas movanta je relativisma rapido, la kutimaj relativismaj korektadoj por tempa pligrandi?o devas esti faritaj.

Vidu anka? [ redakti | redakti fonton ]

• Distanco
• A?o de la universo
• Formo de la universo
• Metrika elvolvado de spaco
• Fluo de Hubble
• Skala faktoro de universo
• Ru?en?ovi?o
• Kosmoscienca tempo
• Kunmovanta kadro
• Stranga rapido

Eksteraj ligiloj [ redakti | redakti fonton ]

• Distancoj en kosmoscienco
• [1] [2] Pri kosmoscienco de Ned Wright
• Kosmoscienca kalkulilo iCosmos kun grafiko
• Weinberg, Steven (1972)
• Peebles (1993)
• Davis kaj Lineweaver (2003), Elvolvanta konfuzo kun derivado de formulo por kunmova distanco kaj pri la problemo de tio kiel plej bone priskribi la ?ajnan superluman elvolvadon de la universo
• Javascript kosmoscienca kalkulilo de Ned Wright
• Rapida referenca gvido, Hans R. de Ruiter Arkivigite je 2006-08-13 per la retarkivo Wayback Machine
• ?enerala maniero, inkluzivanta loke nehomogenan okazon kaj programaro en Fortran 77 ( Hamburga grupo)
• cosmdist-0.2.0 - biblioteko en C a? Fortran por rilatantaj kalkuloj
• Baez kaj Bunn, 2006