Wikipedia

Współrzędne współporuszające się: Różnice pomiędzy wersjami

Przeglądaj historię interaktywnie
[wersja przejrzana][wersja przejrzana]
← poprzednia edycjanastępna edycja →
Usunięta treść Dodana treść
WizualnieWikikod
Linia 29:
== Inne odległości używane w kosmologii ==
{{Osobny artykuł|Pomiary odległości (kosmologia)}}
* „light''light-travel distance”distance'' -– prędkość światła w próżni pomnożona przez czas kosmiczny <math>\int c \;\mboxtext{d}t,</math>
* odległość współporuszająca się, d<submath>d_{proper}</submath>, wynosi <math>\int \frac{c \over }{a(t)} \;\mboxtext{d}t,</math>
* d<submath>Ld_L</submath> – [[odległość jasnościowa]],
* d<submath>d_{pm}</submath> – [[odległość ruchu własnego]] (czasami także jest używane określenie ''odległości współrzędnościowej''),
* d<submath>ad_a</submath> – [[odległość kątowa]].
 
Trzy ostatnie odległości połączone są prostym związkiem:
: d<sub>a</submath>d_a = d<sub>d_{pm</sub>} / (1+z) = d<sub>L</sub>d_L /(1+z)<sup>^2,</supmath>
 
gdzie ''z'' jest mierzonym [[Przesunięcie ku czerwieni|przesunięciem ku czerwieni]].
 
Tylko wtedy, gdy krzywizna Wszechświata k=0, spełniony jest związek:
: <center>d<submath>d_{pm}</submath> = d<submath>d_{proper}</submath> = odległość współporuszająca się</center>.
 
Gdy przestrzeń we Wszechświecie ma krzywiznę:
* dodatnią
:: <math>d_{pm} = R_C \sin \left( \frac{d_{proper} \over }{R_C} \right),</math>
* ujemną
:: <math>d_{pm} = R_C \sinh \left( \frac{d_{proper} \over }{R_C} \right),</math>,
 
gdzie:
gdzie: <math>R_C = \frac{c \over }{H_0} \left(|\Omega_m + \Omega_\Lambda -1|\right)^{-1/2} </math> jest– promieniempromień krzywizny, a <math>d_{proper}</math> jest odległością współporuszającą się.
: <math>d_{proper}</math> – odległość współporuszającą się.
 
Praktyczna zależność <math>d_{proper}</math> od [[Przesunięcie ku czerwieni|redshift]] <math>z</math>
: <math> d_{{proper}}(z) = \frac{c \over }{H_0} \int\limits^{a'=1}_{a'=1/(1+z)} \frac{\mboxtext{d}a \over }{a \sqrt{ \Omega_m /a - (\Omega_m + \Omega_\Lambda -1) + \Omega_\Lambda a^{-(1+3w)} } } </math>▼
 
i wtedy ma też d<submath>d_{pm}.</submath>.▼
▲<math> d_{{proper}}(z) = {c \over H_0} \int\limits^{a'=1}_{a'=1/(1+z)} {\mbox{d}a \over a \sqrt{ \Omega_m /a - (\Omega_m + \Omega_\Lambda -1) + \Omega_\Lambda a^{-(1+3w)} } } </math>
 
▲i wtedy ma też d<sub>pm</sub>.
 
== Odległości radialna i tangencjalna ==
Inaczej mówiąc, d<submath>d_{proper}</submath> jest to '''radialna''' odległość współporuszająca się, ia d<submath>d_{pm}</submath> jest to '''tangencjalna''' odległość współporuszająca się dla kąta jednego [[radian]]a.
 
== Odległości użyteczne w małych skalach ==
Linia 68 ⟶ 70:
== Linki zewnętrzne ==
* [http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1972gcpa.book.....W&db_key=AST definicja Weinberga] odległości współporuszającej się, w jego monografii nazywanej ''proper distance''
* Wolne oprogramowanie: [http://cosmo.torun.pl/GPLdownload/dodec/cosmdist-0.2.0.tar.gz cosmdist-0.2.0] -– w wierszu poleceń lub biblioteka [[C (język programowania)|C]] lub [[fortran]], w oparciu o [[GNU Scientific Library|GSL]], dla <math>d_p,</math>, <math>d_{pm}</math>, i <math>t</math> jako funkcje zależne od ''<math>z''</math> i odwrotnych
* {{cytuj stronę | url = http://www.atlasoftheuniverse.com/redshift.html | tytuł = The Distance Scale of the Universe | nazwisko = Powell | imię = Richard | opublikowany = An Atlas of The Universe | język = en | data dostępu = 2013-03-26}}
 
[[Kategoria:Kosmologia fizyczna]]
Źródło: „https://pl.wikipedia.org/wiki/Współrzędne_współporuszające_się”