Astronomi

Işığın kırmızıya kaydığını/maviye kaydığını ve bir yıldızın/galaksinin orijinal ışığı olmadığını nasıl biliyoruz?

Işığın kırmızıya kaydığını/maviye kaydığını ve bir yıldızın/galaksinin orijinal ışığı olmadığını nasıl biliyoruz?



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Bir yıldız/galaksi bize doğru hareket ediyorsa ışığı maviye, bizden uzaklaşıyorsa ışığı kırmızıya kayar. Gördüğümüz rengin yıldız/galaksi tarafından yakılan yakıtın bir parçası olmadığını ve bunun yerine Doppler etkisinden kaynaklandığını tam olarak nasıl biliyoruz?


Basit bir yarık spektroskopunuz olsaydı ve akkor bir ışığa baksaydınız, bir ucunda kırmızı, diğer ucunda mavi olan bir ışık lekesi görürdünüz. Bunun nedeni, filamanın ısıtılmaktan parlayarak ışık üretmesidir.

Şu turuncu renkli sodyum buharlı sokak lambalarından birine bir renk lekesi yerine bakarsanız, bir grup çizgi görürsünüz. Bu ışık gazı iyonize ederek üretilir.

Çizgiler, lambadan gelen belirli ışık frekanslarını temsil eder. Yatay bir ölçek ekleyebilir ve çizgilerin ışık spektrumunda belirli bir frekansı temsil ettiğini görebilirsiniz.

Sokak lambası size önemli ölçüde yüksek bir hızla geliyorsa, tek tek çizgilerin frekansı maviye doğru kayar, ancak yine de aynı desene sahip olur. Tersine, ışık sizden uzaklaşıyorsa, yine aynı ışık çizgileri modelini görürsünüz, ancak frekansları kırmızıya doğru kayar.

Bu, yıldızların ve galaksilerin tayfı ölçüldüğünde ölçülmektedir: sadece rengin nasıl göründüğü değil, aynı zamanda hidrojen, helyum ve demir gibi şeylerin tayflarının frekansta kırmızıya mı yoksa maviye mi kaydırıldığı.

Bu yüzden, onları tanımlamamıza yardımcı olan, yıldızlarda iyonize olduklarında bu elementler tarafından üretilen belirli çizgi desenleridir. Yerel olarak iyonize olmuş elementlerin ışık frekanslarını uzak yıldızlardan gelen frekanslarla karşılaştırmak, bize yıldızların yaklaştığını mı yoksa uzaklaştığını mı söylüyor.


Spektroskopi

Eski bir söz vardır, "Bir resim bin kelimeye bedeldir." Astronomlar için, eğer bir resim bin kelimeye bedelse, o zaman bir spektrum bin resme bedeldir.

Tüm spektrum, bir nesneden gelen ışığın yayılmasıdır. Bunlar doğrudan bir nesneden (yıldız gibi) yayılabilir, bir nesneden yansıyabilir (ay gibi) veya bir nesne aracılığıyla (yıldız gibi bir gaz bulutu veya bir atmosfer yoluyla) iletilebilir.

Bu Pink Floyd'un "Dark Side of the Moon"'un orijinal albüm kapağı.

Bir tayfı görmenin en basit yollarından biri, bir prizmadan ışık tutmaktır. Isaac Newton da dahil olmak üzere birçok erken fizikçi bunu yaptı. Pink Floyd, kapağı sağda gösterilen "Dark Side of the Moon" albümünü çıkardığında etki yeni bir şöhret düzeyine ulaştı. Işığın farklı dalga boyları (renkleri) farklı miktarlarda yavaşlayacağından, renkleri yaymak için bir prizma hareket eder.

Bu, spektroskopinin alanıdır - basitçe ışığı kendi renklerine ayırmak ("renk", gama ışını, x ışını, ultraviyole, görünür, kızılötesi, mikrodalga ve radyo gibi tüm dalga boylarını içerir).

Renk Nedir?

En son bir hırdavatçıya gittiğimde, görünüşte sonsuz sayıda farklı renkten oluşan bir boya bölümü vardı. "Kalp çarpıntısı kırmızısı"ndan "roman leylakına", bence boya şirketi, bütün gün oturup, okyanus köpüğü yeşiline bir parça daha beyaz karıştırarak en son rengi tanımlamak için yeni sıfatlar düşünmek için birini işe almış olmalı. Bunu gündeme getirmemin nedeni, günlük hayatımızda "renk"in çok öznel olmasıdır. Bana "alıntılanan" bir başkası için "pointsetta" veya başka biri için "alıntı saplantı" olabilir.

Gökbilimciler bunu gerçekten yapamazlar. Bir yıldızın "rezonans mavisi", diğerinin "jamaika körfezi" ve üçüncünün de "danube" olduğunu söyleyemezler. "Renk"in gerçekte ne olduğunu ölçmek için bir yola ihtiyacımız var. Bunu yapmak için, bir renk olan bir filtreden yayılan/yansıyan/iletilen ışığın miktarını ölçüyoruz ve bunu başka bir renk filtresinden ne kadar ışık alındığını karşılaştırıyoruz. Bu süreç aşağıda açıklanmıştır.

Geniş Bant Filtreler

Bir "filtre", yerel kullanımın bilimsel olana benzer olduğu bir astronomi alanıdır. Filtre, çoğu ışık rengini filtreleyen ve yalnızca sınırlı bir aralığın geçmesine izin veren bir cihazdır. Örneğin, kırmızı vitray pencere bölmesinden bakarsanız, o kırmızı cam kırmızı bir filtredir. Kırmızı olanlar hariç tüm dalga boylarını emer ve bu nedenle sadece kırmızı olanların gözünüze girmesine izin verir.

Gökbilimcilerin kullandığı filtreler genellikle kırmızı vitray pencereden daha hassastır (ve sonuç olarak çok daha pahalıdır). Yalnızca çok hassas ışık aralıklarının geçmesine izin verecek şekilde tasarlanmış ve test edilmiştir. Bu nedenle, gökbilimciler standartlaştırılmış filtre kümeleri kullanır ve renklerden alıntı yaptığımızda, bunlar her zaman belirli bir filtre kümesine karşılık gelir.

En yaygın olanı, morötesi (U), mavi (B), "görünür" (V, yeşil), kırmızı (R) ve kızılötesi (I) filtre setinden oluşan Johnson sistemidir. Bu filtreler esas olarak oldukça geniş bantlı oldukları, astronomide erken yaratıldıkları ve dolayısıyla ilk katalogların ve verilerin neredeyse tamamı bu filtre sisteminde olduğu için kullanılır.

Kesin, ölçülebilir bir renk elde etmek için, gökbilimciler bir filtreden geçen ışık miktarını ve ardından diğerinden geçen ışık miktarını ölçer. Daha sonra onları çıkarırlar. Genellikle daha mavi renk, daha kırmızı renkten çıkarılır; B-V veya B-R. Bu şekilde, negatif bir sayı nesnenin daha mavi olduğunu, pozitif bir sayı ise nesnenin daha kırmızı olduğunu gösterir.

Bu şekilde çok kaba spektroskopi yapılır. Birkaç Ångström seviyesinde renkleri incelediğiniz seviyeye yaklaştığınızda, "gerçek" spektroskopi gerçekleşir.

Yüksek Çözünürlüklü Renk Analizi - Spektroskopi

"Gerçek" spektroskopi, rengin yüksek çözünürlüklü çalışmasıdır - özellikle incelenen bir nesne tarafından hangi dalga boylarında ışığın yayıldığına veya emildiğine bakarak. "Gerçek" tırnak içine alınmıştır, çünkü spektroskopinin gerçek tanımı, madde ışıkla etkileşime girdiğinde veya ışık yaydığında daha çok ışık çalışmasına benzer. Bu, belirli bir çözünürlüğe atıfta bulunmaz, ancak klasik spektroskopi değil, geniş filtrelerle ilgili yukarıdaki bölümü düşünmeyi tercih ederim.

Kişi, güneş gibi bir nesneden gelen ışığı, farklı dalga boylarını belki 10s Å veya daha iyi düzeyde çözebilecek şekilde bileşen renklerine yayarsa, bunun düzgün bir süreklilik olmadığını gözlemlemeye başlayabilirler. renkli. Aksine, rengin eksik olduğu çok dar alanlar olacaktır. Bu eksik renklere ("çizgiler" denir) tek tek atomların veya moleküllerin onları absorbe etmesi ve spektrumdan uzaklaştırması neden olur. Buna bir denir emilim spektrumu ve hidrojen için bir sonraki bölümde gösterilmektedir.

Farklı bir durumda, bir sodyum sokak lambasına (gözlerinizi inciten ve genellikle park yerlerinde bulunan sarı ışıklar) baktığınızı ve ışığı ondan yaydığını varsayalım. Bu durumda, birkaç eksik çizgili pürüzsüz bir renk tayfı yerine, arka plan tayfı olmayacak, ancak birkaç çok dar renk çizgisi olacak, en parlak olanı sarı renkte olacak. Bu bir Emisyon spektrumu ve bir veya daha fazla "uyarılmış" (enerjik) atom veya molekülün sıcak bir koleksiyonundan kaynaklanır. Bunun bir örneği hidrojen için bir sonraki bölümde gösterilmektedir.

Spektrumların birincil faydalarından biri, bilim adamlarının hangi nesnelerin yapıldığını belirlemelerine izin vermesidir. Deneyler yapabilir ve farklı atom ve moleküllerin ışığın hangi dalga boylarında emeceğini veya yayacağını tam olarak bilebiliriz. Daha sonra bir nesnenin spektrumlarını alabilir, eksik olan (bir absorpsiyon durumunda) veya mevcut (bir emisyon durumunda) dalga boylarının ne olduğunu analiz edebilir ve ardından bunu bilinen spektrum kitaplığımıza uydurabiliriz.

Jüpiter'in atmosferinin neyden yapıldığını bu şekilde biliyoruz. Io'nun yanardağlarından ne çıktığını bu şekilde biliyoruz. Bulutsuların neyden yapıldığını bu şekilde biliyoruz. Uzak bir galaksideki bir yıldızdaki elementlerin oranının ne olduğunu bu şekilde söyleyebiliriz. Ve başka bir kullanımda, nesnelerin bize doğru veya bizden ne kadar hızlı hareket ettiğini bu şekilde söyleyebiliriz (aşağıda "Doppler Kayması" bölümünde tartışılmaktadır).

Bir Örnek: Hidrojen

Hidrojen Evrende en bol bulunan elementtir. Nasıl bilebiliriz? Çünkü nereye baksak onu görüyoruz. Nasıl görüyoruz? Onun spektrumundan:

Bu şekil hidrojenin görünür spektrumunu göstermektedir. Üst kısım bir absorpsiyon spektrumunu gösterir, çünkü hidrojen arka plan spektrumunun dışındaki renkleri emmiştir. Alt kısım bir emisyon spektrumunu gösterir, çünkü hidrojen renkleri üretmek için parlıyor. Dört görünür hidrojen çizgisi özellikle 410.2, 434.1, 486.1 ve 656.3 nm'dedir (Å'yi elde etmek için 10 ile çarpın). Stuart Robbins tarafından oluşturulan figür.

Yukarıdaki çizim klasik bir hidrojen spektrumudur (hem absorpsiyon hem de emisyon). Bu dört görünür dalga boyu çizgisi, Balmer Serisi olarak da bilinir. Bir elektron üçüncü, dördüncü, beşinci veya altıncı enerji durumundan ikinciye geçtiğinde oluşurlar. Yüksek bir durumdan düşük bir duruma geçerken enerji seviyesindeki değişiklik, yukarıda gösterilen ışığın dalga boylarına karşılık gelen kesin bir miktarda enerji açığa çıkarır.

Bir spektrumda bu kesin dört çizgi gözlemlenirse, hidrojenin mevcut olduğu sonucuna varılabilir.

Başka hidrojen hatları olduğuna dikkat edin, ancak bunlar insan gözüyle görülmez. Bir elektron yüksek bir yörüngeden üçüncü duruma geçtiğinde oluşan çizgilere Paschen Serisi denir ve kızılötesi dalga boylarındadır. Bir elektron yüksek bir yörüngeden birinci (veya "zemin") durumuna geçtiğinde oluşan çizgilere Lyman Serisi denir ve ultraviyole dalga boylarındadır.

Bir Örnek: Doppler Kayması

kırmızıya kayma: Şimdi diyelim ki, bir hidrojen spektrumu olduğunu düşündüğünüz şeyi gözlemlediniz - olması gerekene oldukça yakın aralıklı dört çizginiz var - ama bunlar yanlış dalga boylarında meydana geliyorlar. Aşağıdaki çizimde, kırmızı uca doğru 100 nm kaydırılmışlardır veya kırmızıya kaymış.

Bu şekil, 25 nm ile kırmızıya kaydırılan 656.3 nm çizgisine sahip hidrojenin görünür spektrumunu göstermektedir. Stuart Robbins tarafından oluşturulan figür.

Bu fenomen, bir nesne Dünya'dan (veya keyfi bir gözlemciden) uzaklaştığında ortaya çıkar. Cismin hızı denklem ile belirlenebilir.

burada &lambda, ışığın gözlenen dalga boyu, &lambda 0 orijinal dalga boyu, c ışık hızıdır ve v cismin hızıdır. Yukarıdaki örnekte, "alıntılanan" hidrojen çizgisi 25 nm kaydırıldığında, onu soğuran nesnenin saniyede yaklaşık 11.430.000 metre (ışık hızının yaklaşık %3.8'i) hızla bizden uzaklaşması gerekir.

Ayrıca, bu vardiyanın dır-dir dalga boyuna bağlı. 11.430 km/sn hız kırmızı çizgiyi 25 nm değiştirirken, camgöbeği çizgiyi sadece 18,5 nm, lacivert çizgiyi 16,5 nm ve mor çizgiyi 15,6 nm kaydırır.

Bu nedenle yüksek çözünürlüklü spektroskopi önemlidir - örneğin 50 km/sn (gözlenen ötegezegenlerin en büyük kütlelisi gibi) hızları tespit etmek için, tayfı 0.1 Å veya daha iyi (0.01 nm). Jüpiter, yıldızımızı 12 yıllık bir süre içinde sadece 13 m/sn hareket ettirir. 656.3 nm hidrojen hattında bu sadece 0.00028 A'lık bir kaymadır.

Maviye kayma: Bununla birlikte, ötegezegenleri tespit ederken, kayma 2 katla çarpılabilir: Gezegen yıldızın bizden uzaklaşmasına neden olduğunda ve ışığı yılın yarısında kırmızıya kaydığında, gezegen yıldızın şimdi hareket etmesine neden olacaktır. bize doğru, ışığının olmasına neden maviye kaymış aynı miktarda.

Maviye kayma, kırmızıya kayma ile aynı etkiden kaynaklanır, tam tersi - bir nesne bizden uzaklaşmak yerine bize doğru hareket ettiğinde. Yukarıdaki denklemde, hız şimdi negatif olacaktır (çünkü mesafe küçülür) ve bu nedenle gözlemlenen dalga boyu daha azdır.

Hem Mavi hem de Kırmızıya Kaydırma: Şimdi, aşağıdaki spektrumu gözlemlediğinizi varsayalım:

Bu şekil, 656.3 nm çizgisi kırmızıya ve 25 nm maviye kaydırılmış hidrojenin görünür spektrumunu göstermektedir. Stuart Robbins tarafından oluşturulan figür.

Bu spektrum hala sadece hidrojendir. Bununla birlikte, çizgiler iki katına çıkarıldı - hem kırmızı hem de maviye aynı miktarda kaydırıldı. Bir cismin döndüğünü bu şekilde söyleyebiliriz. Bize doğru hareket eden tarafı açık maviye, bizden uzaklaşan tarafı ise kırmızıya kaymıştır. Nesneden gelen toplam ışık, böylece tüm çizgileri (en azından) iki katına çıkaracak ve dönme hızını ayırt edebiliriz. Bu, diğer yıldızların ne kadar hızlı döndüğünü ölçmenin bir yoludur.

Bu aynı zamanda galaksilerin dönüş hızlarını ölçmenin ana yollarından biridir. Galaksiler, insan ömrünün zaman ölçeğinde gözle görülür şekilde dönmediklerinden, ne kadar hızlı döndüklerini belirlemek için etkili bir şekilde yalnızca spektroskopi ve Doppler etkisini kullanabiliriz. Özellikle, sarmal gökada dönüş hızları, "karanlık madde"nin - yalnızca ışıklı madde ile yerçekimsel olarak etkileşime giriyor gibi görünen, ancak gözlemlenebilir herhangi bir ışık yaymayan ve diğer nesnelerin onunla etkileşime girdiklerinde ışıklarını değiştirmesine neden olmayan malzemenin - varlığının ilk göstergelerinden biriydi. .


Işığın kırmızıya kaydığını/maviye kaydığını ve bir yıldızın/galaksinin orijinal ışığı olmadığını nasıl biliyoruz? - Astronomi

L. Sparke ASTRONOMY 103 Sonbahar 2000-2001

12 haftalık Sınav için İnceleme (16 Kasım sınıfta)

Bölüm 5:Kirchhoff yasaları atomların yapısı ve tayf çizgileriyle ilişkisi

Doppler etkisi (5-6'dan Ch 5'in sonuna kadar).

Bölüm 18: Güneş. Boyut, kütle, sıcaklık - nasıl biliyoruz? Fotosfer: konveksiyon, granül güneş lekeleri, manyetik alan. Atmosfer: kromosfer, korona, güneş rüzgarı. Enerji üretimi: hidrojen yanması. Güneş nötrinoları, güneş salınımları. Not: 18-5 güneş lekesi döngüsü, Zeeman etkisi.

Bölüm 19:#Yıldızların uzaklıkları paralaks. Görünür parlaklık ve parlaklık: kutu 19-2. 19-3 veya büyüklük sistemi değil. O B A F G K M sınıflarının spektrumları. Sıcaklık ve spektral sınıf. İK diyagramı. Yıldız yığınları. Neden 0,01 M ile yıldız yok? Neden 100 M yıldız yok? Not : 19-10 ve 19-11 ikili dosyaları ve örten ikili dosyaları kapatır.

Bölüm 20: Yıldızlararası gaz. HII bölgeleri nelerdir ve bunları nasıl gözlemleriz? Yoğun gaz nerede? Bir galaksinin neresinde yıldızlar oluşur? Neden orada? Toz, yansıma bulutsusu. Yıldızlararası gazın absorpsiyon hatları. Yıldızlar nasıl oluşur: diskli ön yıldızlar, T Tauri yıldızları. Protostarlar parlayacak enerjiyi nereden alıyor? Sıfır-çağ ana dizisine ulaştıklarında çekirdekte ne olur?

Bölüm 21 Ana diziden sonra: kırmızı dev sahne (H kabukta yanar) helyum parlaması, helyum yanması, yatay dal ve kırmızı küme yıldızlar. Bir yıldız kümesinin yaşını söylemek: Farklı kütlelerdeki yıldızlar ana dizide ne kadar kalır? Titreşen yıldızlar: Cepheidler ve RR Lyrae yıldızları. Periyot-parlaklık ilişkisi. İkili yıldızlar ve kütle transferi.

Bölüm 25'9Kendi Galaksimizin Keşfi. Samanyolu diski, çıkıntı, hale, küresel kümelerin şekli ve boyutu. Spiral kollar. Samanyolu'nun dönüşü, kütlesi ölçülür. Karanlık madde: nedir?

Formüller: Bunlar sınavda verilecektir. Bunları ezberlemenize gerek yok, ancak anladığınızdan emin olun.

a3 (AU olarak) = P2 (yıl olarak) güneş etrafında dönen gezegenler için

E =h n = hc/ l F (enerji, Watt/metrekare cinsinden) = s T 4

1 nanometre (nm) = 10 -9 metre Dairenin çevresi = 2 p r alan = p r 2

: Doppler formülü L = 4 p R 2 s T 4

Görünen parlaklık Schwarzschild yarıçapı

Paralaks: p(arcsec) = [ AU = 150 milyon km

1. Güneş'ten 400 kat daha fazla parlaklığa (yani 400 L) ve Güneş'in 2 katı sıcaklığa sahip bir nesne bulundu. Yarıçapı

A. Güneş'in 1/5'i. Güneşin 5 katı

B. 1/2 Güneş'inki. Güneşin 25 katı

C. Güneşin 2 katı

2. Bir yıldızın çekirdeğindeki hidrojen yakıtı bittiğinde

A. başka bir enerji kaynağı yok: beyaz cüceye dönüşüyor

B. helyum çekirdeği büzülerek yıldızın küçülmesine neden oluyor

C. helyum çekirdeği büzülerek yıldızın geri kalanının genişlemesine ve kırmızı bir dev haline gelmesine neden olur.

D. helyum parlaması meydana gelir, yıldızın geri kalanını genişletir ve kırmızı bir dev oluşturur

3. Güneş ekvatorunda Güneş'in spektrumunu gözlemleyen bir astronom, Balmer Hb tayf çizgisinin (l = 486 nm) Güneş diskinin bir kenarında ölçüldüğünde merkezdeki aynı çizgiye kıyasla 0,0033 nm maviye kaydığını bulur. Güneş diskinin diğer tarafındaki ekvatorda aynı miktarda kırmızıya kayar. Bu Doppler kayması Güneş'in dönmesinden kaynaklanıyorsa (bir diyagram çizmeyi deneyin), o zaman Güneş'in ekvatordaki dönüş hızı

A. 4 km/s B. 2 km/s C. 1 km/s D. 0,5 km/s

4. 15 N izotopunun atom numarası 7'dir. Bu izotopun çekirdeği şunları içerir:

A. 7 nötron ve 8 proton C. 7 proton ve 15 nötron

B. 7 proton ve 8 nötron's9D. 7 nötron ve 15 proton

5. İyonize bir hidrojen atomu basitçe

A. bir proton bir nötron#9C. bir helyum çekirdeği' bir elektron

6. Bir astronom, bir yıldızın tayfını ölçer ve 499 nm dalga boyunda bir tayf çizgisi bulur. Laboratuvarda bu spektral çizgi 500 nm'de oluşur. Doppler etkisine göre nesne

A. 499/500 ışık hızında Dünya'dan uzaklaşıyor

B. ışık hızının 1/500 hızıyla dünyadan uzaklaşıyor

C. ışık hızının 1/500 hızıyla dünyaya doğru hareket ediyor

D. 499/500 ışık hızında Dünya'ya doğru hareket ediyor

7. Güneş yüzeyindeki tanecikli hücrelerin merkezleri, hücrelerin kenarlarından daha parlaktır çünkü

A. merkezler kenarlardan farklı gazlardan oluşur

B. merkezler kenarlardan daha sıcak

C. merkezler kenarlardan daha yoğun

D. merkezler kenarlardan daha soğuk

8. Bir salma bulutsunun karakteristik kırmızı rengine ne sebep olur?

A. hidrojen atomlarında n=2'den n=1'e düşen elektronlar

B. termal (kara cisim) radyasyon

C. hidrojen atomlarında n=3'ten n=2'ye düşen elektronlar

D. bulutsudaki toz tanelerinden yıldız ışığının saçılması

9. Küresel bir kümedeki yıldız popülasyonunda ne bulmayı beklersiniz?

A. birçok kırmızı dev, beyaz cüce ve sönük kırmızı yıldız var ama toz ve gaz yok

B. parlak maviden loş kırmızıya tüm ana dizi boyunca yıldızlar, parlak kırmızı dev yıldızlar yok ama

önemli miktarda toz ve gaz

C.esas olarak beyaz cüce yıldızlar ve ölmekte olan yıldızların gezegenimsi bulutsu evreleri, ancak soluk kırmızı yıldızlar yok, kırmızı

devler veya parlak mavi yıldızlar

D. çoğunlukla mavi devler ve üstdevler, birkaç kırmızı dev yıldız, beyaz cüceler ve sönük kırmızı yıldızlar


Nedenler

Astronomik açıdan, kırmızıya/maviye kaymanın açık ara en yaygın nedeni, bir nesnenin Dünya'ya doğru veya Dünya'dan uzağa göreli hızıdır. Bu durumda, kırmızı/maviye kayma sonuçta Özel görelilik (nesnelerin uzay-zamanda bir gözlemciye göre hareketi). İster kendi galaksimizde ister başka bir yerde olsun, uzaydaki nesnelerin çoğu bize doğru veya bizden uzaklaşıyor. Kozmik ölçekte evrenin genişlemesi, kendi galaktik üstkümemizin dışındaki hemen hemen her şeyin bizden yüksek hızda uzaklaştığı anlamına gelir - ve ne kadar uzaklaşırsa o kadar hızlı alınır. Milyarlarca yıldır seyahat eden çok eski nesnelerden alınan ışık ve diğer radyasyon da kırmızıya kayacaktır, çünkü bu radyasyon zamanla uzayın genişlemesinden etkilenmiş olacaktır, bu nedenle çok büyük bir kozmik ölçekte kırmızıya kayma bağlantılıdır. için zaman/yaş/yıl önce ve mesafe, Hem de hız - Hubble Yasası olarak bilinir. Hızın uzayın genişlemesinden mi yoksa nesnenin uzay içindeki kendi hareketinden mi kaynaklandığı, kırmızı/maviye kayma ile sonuçlanacaktır.

Kırmızıya kaymanın bilinen diğer nedeni, "yerçekimsel kırmızıya kayma" olarak bilinen aşırı yerçekiminin etkisidir. Bu durumda, nihai açıklama, Genel görelilik (kütle ve yerçekiminin uzay-zaman üzerindeki etkisi). Örneğin, karadelik gibi büyük bir nesneye çok yakın yayılan radyasyon veya belki de bize yolculuğu sırasında çok büyük bir nesnenin yanından geçen radyasyon, yerçekimi nedeniyle kırmızıya kayabilir. (Teorik olarak tam tersi de çalışabilir - bir şekilde bir kara deliğin yakınında süzülebilen bir gözlemci, diğer nesneleri maviye kaymış olarak görebilir - ancak pratikte bu, dünyada asla görmediğimiz bir perspektiftir.)

Tarihsel olarak, bu "ikili neden" bir süre kafa karışıklığına neden oldu, çünkü radyo astronomisinin ilk günlerinde, gökbilimciler her zaman çok uzakta/hızlı hareket eden bir nesne mi yoksa yerçekiminden etkilenen yakındaki bir nesne mi gördüklerinden emin değillerdi. . Ancak, bu günlerde gökbilimciler genellikle neye baktıklarından çok eminler.


Redshift ve Blueshift, evrenin haritasını çıkarmamıza nasıl yardımcı olur?

Artık kırmızıya kaymayı ve maviye kaymayı anladığınıza göre, bu basit öğelerin sağlayabileceği akıllara durgunluk veren açıklamalara hazır olun.

Gökbilimciler, Samanyolu galaksimizin hareketini belirlemek için kırmızıya kaymayı kullanabilirler. Bu, yakın galaksilerden gelen ışıktaki Doppler kaymasını ölçerek ve kaymayı belirlemek için sonuçları, özellikle zaman aralıklarını karşılaştırarak elde edilir.

Bu bilgi, diğer galaksilerin, bulutsuların veya diğer ışık yayan cisimlerin nasıl, hangi büyüklükte ve hangi yönde hareket ettiğini ortaya çıkarır.

En yakın gökada olan Andromeda'dan en uzak "kırmızıya kaymış" gökadalara kadar uzanan Doppler etkisi, son derece yüksek doğruluk seviyelerine sahip sayısız gözlemin yolunu açmıştır.

Bu aynı zamanda bize, kozmik tarihin Büyük Patlama ile başladığı yaklaşık 13,7 milyar yıl önce, evrenin orijinal durumuna dair bir fikir verdi.

Evren o zamandan beri sadece genişlemekle kalmıyor, aynı zamanda genişlemesi de hızlanıyor. Bu sonuçları elde etmek biraz gitti Doppler etkisinin ötesinde . Aslında, uzay-zamanın kendisinin genişlemesinin bir sonucudur. Evren genel olarak genişlediğinden, maviye kaymayı büyük ölçekte gözlemlemek nadirdir.


Bir yıldız bırakan ışık olsaydın ve arkanı dönebilseydin ne görürdün?

Bu sorunun bazı sözde bilimsel sonuçları var çünkü muhtemelen bildiğiniz gibi ışık hızında hareket edemeyiz.

Diyelim ki Güneş'ten ışık hızının %99,9999'u hızla uzaklaşıyoruz. Güneşe dönüp baktığımızda ne görüyoruz? Her şeyden önce, muhtemelen çok fazla görünmezsiniz çünkü Güneş'ten gelen ışık yaklaşık z=1400 oranında kırmızıya kayacaktır. Yani Güneş'ten gördüğümüz optik ışık (yaklaşık 500 nm dalga boyunda tepe noktası, yeşil ışık) spektrumun milimetre altı/radyo kısmına (yaklaşık 0,7 mm'de) kaydırılacaktır. Böylece arkanıza bakarken Güneş'i (veya diğer yıldızları) göremezsiniz.

Önüne bakmaya ne dersin? Bu hızlarda Kozmik Mikrodalga Arka Planı, spektrumun mikrodalga kısmından spektrumun kızılötesi kısmına maviye kayar. Önünüzde her yerde kırmızı bir parıltı görmeye başlayacaksınız.

Ya seyahat ediyor olsaydın de Işık hızı? Dediğim gibi, yapamazsın. "Ama ya yapabilseydin?". Yapabilirsin. "Ama farzedelim?". Tamam iyi. Eğer ışık hızında seyahat eden bir fotondun ve arkana baksan ne görürdün? Fotonlar muhtemelen zaman yaşamazlar. (Bunun tamamen sözde bilim olduğuna dikkat edin.) Görelilik anlayışımız ışık hızında hareket eden referans çerçeveleri için geçerliyse, o zaman bir foton sonsuz uzunlukta büzülme yaşar. Evrenin tüm uzunluğu boyunca anında kendi çerçevesinde seyahat eder. Yani, asla arkanıza bakma şansınız olmaz.


Cevaplar ve Cevaplar

SSS: Genel görelilik birbirinden çok uzaktaki nesnelerin göreli hızları hakkında ne diyor?

Hiçbir şey değil. Genel görelilik, birbirinden çok uzakta olan nesnelerin hızlarını ölçmek için benzersiz bir şekilde tanımlanmış bir yol sağlamaz. Örneğin, kozmolojik mesafelerde bir galaksinin diğerine göre hızı için iyi tanımlanmış bir değer yoktur. Bunun büyük bir sayı olduğunu söyleyebilirsiniz, ancak ikisinin de hareketsiz olduğunu ve aralarındaki boşluğun genişlediğini söylemek de aynı derecede geçerlidir. GR'de hiçbir sözlü açıklama diğerine tercih edilmez. GR'de küresel değil, yalnızca yerel hızlar benzersiz olarak tanımlanır.

Bu noktadaki kafa karışıklığı, GR'yi anlamadaki diğer birçok sorunun kökenindedir:

Soru: Uzak galaksiler bizden ışık hızından daha hızlı nasıl uzaklaşıyor?

Cevap: Bize göre iyi tanımlanmış bir hızları yok. c'nin göreli hız limiti yereldir, küresel değil, çünkü hız küresel olarak iyi tanımlanmamıştır.

Soru: Gözlemlenebilir evrenin kenarı, Hubble hızının bize göre c'ye eşit olduğu ve kırmızıya kaymanın sonsuza yaklaştığı yerde mi meydana geliyor?

Cevap: Hayır, çünkü bu hız benzersiz bir şekilde tanımlanmamıştır. Hızın oldukça popüler bir tanımı için (Hubble akışına göre hareketsiz durumdaki cetveller tarafından ölçülen mesafelere dayanarak), aslında bizden >c'de uzaklaşan ve >c'de her zaman bizden uzaklaşan galaksileri gözlemleyebiliriz. .[Davis 2004]

Soru: Uzak bir galaksi, ışık hızının %99'u ile bizden uzaklaşıyor. Bu, büyük miktarda kütleye eşdeğer büyük miktarda kinetik enerjiye sahip olduğu anlamına gelir. Bu, kendi galaksimize olan çekimsel çekiciliğinin büyük ölçüde arttığı anlamına mı geliyor?

Cevap: Hayır, çünkü onu bize göre hareketsiz olarak aynı derecede iyi tanımlayabiliriz. Ayrıca genel görelilik, yerçekimini bir kuvvet olarak tanımlamaz, onu uzay-zamanın eğriliği olarak tanımlar.

Soru: Lorentz dönüşümünü genel göreliliğe nasıl uygularım?

Cevap: Genel göreliliğin global Lorentz dönüşümleri yoktur ve bunlara sahip olamayacağını görmenin bir yolu, böyle bir dönüşümün uzaktaki nesnelerin göreli hızlarını içermesidir. Bu tür hızlar benzersiz bir şekilde tanımlanmamıştır.

Soru: Kozmolojik bir kırmızıya kaymanın ne kadarı kinematik ve ne kadarı yerçekimi?

Cevap: Kinematik kırmızıya kayma miktarı, uzak galaksinin bize göre hızına bağlıdır. Bu hız benzersiz bir şekilde iyi tanımlanmamıştır, bu nedenle kırmızıya kaymanın %100 kinematik, %100 yerçekimi veya bunların arasında herhangi bir şey olduğunu söyleyebilirsiniz.

Davis ve Lineweaver, Publications of the Astronomical Society of Australia, 21 (2004) 97, msowww.anu.edu.au/

Sırf ışığın eski olması, onu doğru yorumlayamayacağımız anlamına gelmez.

Bunu bilimdeki diğer herhangi bir konu için söyleyebilirsiniz. Kozmoloji aslında bugünlerde yüksek hassasiyetli bir bilimdir. Kozmoloji hakkında, birçok kurbağa türünün son neslinin tükenmesinden veya yüksek sıcaklıktaki süperiletkenlikten daha fazlasını anlıyoruz.

Bunun özel bir kozmolojik anlamı yoktur. Kozmoloji çok daha büyük ölçeklerle ilgilenir.

Bizim referans çerçevemizde ışık hızına yakın hareket eden evrenin kenarındaki galaksilerin, ışığı yavaşlatan kütleçekimsel çekim üreten göreli kütleye sahip olup olmadığı sorusuna bir cevabınız var mı? Bu, doppler etkisine katkıda bulunmaz mı? Ve belki de genişleme oranını gerçekte olduğundan daha büyük gösterebilir mi?

Soruma tam olarak cevap vermese de, ilk düşünceleriniz için teşekkürler.

Bunu doğru duyuyorsam, kısa cevap "bilmiyoruz"?

Vanadyum, etkinin kendisinden ziyade bir etkinin yorumlanmasından bahsettiğimiz için cevabını almıyorum.

Andromeda'dan gelen ışık maviye kayar, evet. Ancak ışığın kinematik etkiler nedeniyle maviye kayması ve ayrıca yerçekimi etkileri nedeniyle kırmızıya kayması olabilir ve NET efekti bir mavi kayma olabilir.

Aynısı diğer yıldız sistemleri/galaksiler için de geçerli olabilir, ancak yerçekimi ve kinematik etkilerin % etkisi değişebilir. O yüzden yüzde istedim.

Bununla nereye gittiğim açısından daha fazla bağlam da verebilirim. Tüm kırmızıya kayma yerçekimi ile açıklanabiliyorsa, galaksilerin bizden uzaklaştığına dair hiçbir kanıt yoktur. Big Bang teorisi için anahtar delil, bir delil olmaktan çıkıyor. Teoriyi zayıflatıyor ve bu önemli.

Bu notta, kozmik arka plan radyasyonu da Big Bang teorisi için gerçekten bir kanıt değildir. SPK sadece Güneş Sistemimizde gözlemlendi - çünkü ölçüm cihazlarımız orada. Her yerde var diyecek bir şey yok.

Kırmızıya kaymanın yüzde kaçının yerçekiminden kaynaklanabileceğine dair herhangi bir ilerleme. %80'den fazla olabilir mi?

Üzgünüm, daha açık olmalıydım. Galaksilerin göreceli kütlesinin kütleçekimlerinin kaynağı olduğunu ve dolayısıyla kırmızıya kaymanın kaynağı olduğunu iddia etmiyorum.

Yerçekiminin kaynağı galaksideki kütledir. Bunun galaksinin yaydığı ışık üzerinde bir etkisi olmaz mıydı?

Anladığım kadarıyla sorum hala geçerli - herhangi bir rehberlik var mı?

Burada iki farklı ölçekten bahsediyoruz.

Küçük ölçeklerde, uzay-zaman yaklaşık olarak düzdür, bu nedenle kırmızıya kaymalardan kinematik veya yerçekimi olarak bahsetmek mantıklıdır ve cevap, bunların esas olarak yerçekimi olduğudur. Galaksimizin Andromeda'ya olan uzaklığı bu ölçekte.

Büyük ölçeklerde, tüm galaksilerin kırmızıya kaymaları vardır, uzay-zamana düz olarak yaklaşılamaz ve kırmızıya kaymalar, #3'te açıklanan nedenlerle açık bir şekilde kinematik veya kütleçekimsel etkilere atfedilemez.

Kısa cevap, sorunun doğası gereği mantıklı olmayan bir soru olduğudur. Kozmolojik kırmızıya kaymaların kinematik mi yoksa yerçekimi mi olduğunu sormak, demokrasinin nane mi yoksa nane mi koktuğunu sormak gibidir. Bunun aptalca bir soru ya da kötü bir soru olduğunu söylemiyorum. Bu çok doğal, akıllıca bir soru. Bunun, birinci sınıf fizikçilerin 1920 civarında soracağı türden bir soru olduğunu tahmin ediyorum. GR hakkında şu anda bildiklerimiz bağlamında anlamlı bir soru değil.

Karşılaştırma için, bir elektronun bir hidrojen atomunda hangi yoldan geçtiği sorusunu düşünün. Bohr'a makul bir soru gibi göründü ama artık bunun anlamlı olmayan bir soru olduğunu biliyoruz. Bir yörünge, bir elektronun sahip olduğu bir şey değildir.

Kozmolojik kırmızıya kaymaların neden var olduğunu tam olarak biliyoruz. Gizem yok. GR onları mükemmel bir şekilde açıklıyor. "Neden" sorusu kinematik veya yerçekimi kategorilerine uymuyor.

Samanyolu'nun kenarına yakın olduğumuz için bu kırmızı kaymaların çarpık bir görüntüsünü görmediğimizi nasıl kanıtlayabilirsiniz?

Yerçekimi Doppler kaymasını nasıl doğru bir şekilde hesaplarız? Bilinmeyenlerin sayısı nedeniyle bir galaksinin kütlesiyle ilgili büyük bir tutarsızlık olduğunu düşündüm - (boyut/karadelik sayısı)?

Evren teorilerini kafamda toparlamaya çalışıyorum ve Hubble Yasasının yanlış anlaşılıp anlaşılmadığını merak ediyorum.

Uzak galaksilerden gelen ışığın kırmızıya kaydığını, yani enerjisini kaybettiğini biliyorum.

Ama bunun, galaksilerin bizden uzaklaştıkları anlamına geldiğine ikna olmadım.

Enerji kaybının yüzde kaçı kütleçekimsel kırmızıya kaymaya indirgenebilir?

.

Brian Powell ve Ben Crowell (ve şu anda Jonathan) zaten kesin ve uzun bir cevap verdiler. Şimdi mesele, söylenenleri dinleyen ve özümseyen insanların meselesi.

Uzman tanıklığından açıkça görülüyor ki, uzak galaksilerin kozmo kırmızıya kayma yüzdesinden bahsediyorsanız, yerçekimi katkısı esasen SIFIR. Bunu yakındaki galaksilerde bile tespit edebilirsiniz çünkü derinlerden gelen ışık, kenarlardan gelen ışıktan önemli ölçüde daha kırmızı değildir.

Yerçekimi kırmızıya kayma, yerçekimi potansiyeli kuyusundaki derinliğe bağlıdır. Merkezi bir kütle varsa, ışık kaynağının ne kadar yakın olduğuna bağlıdır. Kırmızıya kayma, kuyunun derinliklerindeki kaynaklarla daha fazladır.

Yani kütleçekimi kırmızıya kaymanın önemli bir katkısı olsaydı, galaksinin yalnızca bir kırmızıya kayması olmayacaktı, her şey farklı olacaktı. Galaksinin neresine baktığına bağlı. Yeterince yakın galaksilerle, onların farklı kısımlarından gelen ışığı örnekleyebilirsiniz. İyi şanslar!

Grav redshift sadece büyük bir ön katkı değil. Bu, önemli bir kozmolojik kırmızıya kaymayı ölçtüğümüz uzak galaksilere bakıldığı zamandır. Bazılarını ölçebildiğiniz yerde, ana kısım değil, bazı ondalık basamaklarda olacaktır.
=================

Jon'un yaptığı şey eğlenceliydi. Diyelim ki bulmak için Google hesap makinesini kullanın. güneşin yüzeyinden gelen ışıkta kırmızıya kayma. Bunu tırnak işaretleri olmadan google arama penceresine yazdım:

"G*güneşin kütlesi/(güneşin yarıçapı*c^2)"

ve şunu çıkardım:
"(G * güneşin kütlesi) / (güneşin yarıçapı * (c^2)) = 2.12324397 × 10-6"quot

bu İKİ MİLYONDA bir kırmızıya kaymadır. Ufak ufak.

Kaynakla birlikte galaksinin kütlesinin neden olduğu yerçekimi kırmızıya kayma, merkezden 50.000 ışıkyılı uzaklıkta yaklaşık aynı olacağını söylüyor, çünkü galaksinin kütlesi yaklaşık 700 milyar kat daha büyük ve RADIUS da yaklaşık 700 milyar kat daha büyük. İki yaklaşık iptal!

Örnekteki 50.000 LY radyal dağılımını güneşin yarıçapıyla karşılaştırmak isterseniz, bunu google kutusuna yazmanız yeterlidir:
"50000 ışıkyılı/güneş yarıçapı"

Yaklaşık 700 milyar alacaksın.

Yani bizimki gibi bir galaksi için kütleçekimi kırmızıya kayma çok küçük, ihmal edilebilir. 0.1, 0.5.1.2, 2.5, 7.1 vb. Gibi ölçtüğümüz kozmo kırmızıya kayma türleri ile karşılaştırıldığında.

U resmimiz, küçük kırmızıya kayma etkilerinden tamamen farklı bir boyut ölçeğinde olan ölçümlere dayanmaktadır.

Kütleçekimsel kırmızıya kayma için: Δλ/λ ≈ GM/rc 2

Doppler kırmızıya kayma için: Δλ/λ ≈ v/c

Bazıları galaksinin kütlesine (M), mesafesine(r) ve hızına(v) bağlı olarak, Andromeda örneğinde olduğu gibi, doppler kayması yerçekiminden çok daha büyük olabilir ve bize doğru hareket ettiği için, kırmızıya kaymak yerine maviye kaymak.

Ama bununla ilgili bir şey hala beni rahatsız ediyor.

Kırmızıya kayan ışık neden evrenin genişlediği anlamına geliyor?

Işığın dalga boyu uzadığı için mi?

Ve eğer öyleyse, bunun genişleme ile ne ilgisi var?

Bunu tam olarak anlayabilmem için lütfen kısa ve net cümlelerle açıklayın.

Özel görelilikte kırmızıya kayma, nesnenin sizden uzaklaştığını gösterir. Etrafınıza her yönden baktığınızda ışığı kırmızıya kaymış nesneler görürseniz, tüm bu nesneler sizden uzaklaşıyor demektir.

Genel görelilikte, onu tanımlamanın en az iki yolu vardır, ikisi de tercih edilmez. Bunu SR'deki (yayan galaksinin hareketi) aynı şekilde yorumlayabilirsiniz veya fotonların dalga boylarının, içinden geçtikleri uzay genişlediğinden (kütleçekimsel kırmızıya kayma) arttığını söyleyerek yorumlayabilirsiniz.

Brian Powell ve Ben Crowell (ve şu anda Jonathan) zaten kesin ve uzun bir cevap verdiler. Şimdi mesele, söylenenleri dinleyen ve özümseyen insanların meselesi.

Uzman tanıklığından açıkça görülüyor ki, uzak galaksilerin kozmo kırmızıya kayma yüzdesinden bahsediyorsanız, yerçekimi katkısı esasen SIFIR. Bunu yakındaki galaksilerde bile tespit edebilirsiniz çünkü derinlerden gelen ışık, kenarlardan gelen ışıktan önemli ölçüde daha kırmızı değildir.

Yerçekimi kırmızıya kayma, bir yerçekimi potansiyeli kuyusundaki derinliğe bağlıdır. Merkezi bir kütle varsa, ışık kaynağının ne kadar yakın olduğuna bağlıdır. Kırmızıya kayma, kuyunun derinliklerindeki kaynaklarla daha fazladır.

Yani kütleçekimi kırmızıya kaymanın önemli bir katkısı olsaydı, galaksinin yalnızca bir kırmızıya kayması olmayacaktı, her şey farklı olacaktı. Galaksinin neresine baktığına bağlı. Yeterince yakın galaksilerle, onların farklı kısımlarından gelen ışığı örnekleyebilirsiniz. İyi şanslar!

Grav redshift sadece büyük bir ön katkı değil. Bu, önemli bir kozmolojik kırmızıya kaymayı ölçtüğümüz uzak galaksilere bakıldığı zamandır. Bazılarını ölçebildiğiniz yerde, ana kısım değil, bazı ondalık basamaklarda olacaktır.

Bu sadece terminolojide bir farklılık olabilir, ancak bunun, #22'de verilen nedenlerle, söylediklerimin bir nitelemesi olması amaçlanıp tasarlanmadığına pek katılmıyorum. Bilmiyorum, belki de standart kullanımdan daha geniş bir anlamda "yerçekimi kırmızıya kayma" kullanarak kafa karışıklığı yaratıyorum.

Tamamen yanlış olacağını düşündüğüm şey (bunu size veya Chronos'a atfettiğimden değil), kozmolojik bir kırmızıya kaymanın neredeyse tamamının kaynağın ve gözlemcinin göreli hareketinden kaynaklandığı şeklindeki bir ifade olacaktır.

Üç vakamız var:
1) Bir foton, yayan bir galaksinin veya bir alıcı galaksinin yerçekimi kuyuları gibi homojen olmayanlardan geçerken Doppler kaymasıdır.
2) Bir foton Doppler kaymıştır ve biz bunu sözlü olarak, A galaksisinin sözlü olarak kozmolojik olarak uzak galaksi B'den uzaklaşma olarak tanımlandığı için olduğunu açıklıyoruz.
3) #2 ile aynı durumda aynı gözlemleri yapıyoruz, ancak sözlü olarak her iki galaksiyi de hareketsiz olarak tanımlıyoruz.

Hepimiz, 1 numaralı etkinin sayısal olarak kolayca tahmin edilebileceği ve kozmolojik mesafeler kateden fotonlar için 2 veya 3 numaralı etkiyle karşılaştırıldığında ihmal edilebilir olduğu konusunda hemfikiriz.

Eğer "yerçekimsel kırmızıya kayma" kullanımım standart değilse, o zaman #3'ü tanımlamak için başka bir terim olması gerekir. Ne olurdu?

Her durumda, #2 ve #3 arasındaki ayrım sözeldir, matematiksel, fiziksel veya ampirik olarak test edilebilir değil. Ayrıca belirli bir kozmolojik kırmızıya kaymayı #2 ve #3'ün 50-50'lik bir karışımı olarak tanımlamakta özgürüz (buna #2.5 diyelim).Kozmolojik olarak uzak galaksilerin bize doğru hareket ettiğini bile söyleyebiliriz, ancak aralarındaki boşluk çok hızlı genişlediği için bizden uzaklıkları artıyor (bunu #4 veya başka bir şey olarak adlandırın). Veya uzayın daraldığını söyleyebiliriz, ancak kozmolojik olarak uzak galaksiler bizden çok hızlı uzaklaştığından maviye kaymalardan ziyade kırmızıya kaymaları gözlemliyoruz.


Ethan'a Sorun: Işığın Kırmızıya Kaymasının Nedeni Nedir?

Yakınlarda ve uzak mesafelerde daha az gökada görülüyor, ancak bu, gökada birleşmeleri ve evriminin bir #8230 [+] kombinasyonundan ve ayrıca çok uzak, çok sönük gökadaların kendilerini görememesinden kaynaklanıyor. Uzak Evrenden gelen ışığın nasıl kırmızıya kaydığını anlamak söz konusu olduğunda birçok farklı etki söz konusudur.

Evreni dolduran yıldızlara ve galaksilere baktığınızda gördüğünüz ışık, o yıldızların ve galaksilerin yaydığı ışıkla aynı değildir. Yayılan ışığın gözümüze ulaşmadan önce, en yakın yıldızlar için birkaç ışık yılından, en uzak galaksiler için milyarlarca ışık yılına kadar büyük mesafeler kat etmesi ve Evrenin önüne koyduğu her engelle mücadele etmesi gerekir. . Peki gördüğümüz ışığın bize gerçekte ne söylediğini nasıl bilebiliriz? Peter Ehret'in bilmek istediği şey bu, sormak için yazıyor:

Işık genişleyen uzayda hareket ediyorsa, hız, alttaki uzay genişlemesiyle mi ilişkilendiriliyor? […] Durduğu yerden bir top atan bir sürahi 100mph'de atar, ancak 25mph'de hareket eden bir platformdan aynı adım 125mph'de uçar. Işık için böyle mi? Işık hızı açısından kırmızıya veya maviye kayma ne anlama gelir?

Paketten çıkarılacak çok şey var ama Evren tüm bunlarla mücadele etmek zorunda.

Uzak gökada MACS1149-JD1, bir ön plan kümesi tarafından kütleçekimsel olarak merceklenir ve yeni nesil teknoloji olmadan bile yüksek çözünürlükte ve birden fazla enstrümanda görüntülenmesine olanak tanır. Bu galaksinin ışığı bize Büyük Patlama'dan 530 milyon yıl sonra geliyor, ancak içindeki yıldızlar en az 280 milyon yaşında. Bizden 30,7 milyar ışıkyılı uzaklıkta yer alan, spektroskopik olarak doğrulanmış bir mesafeye sahip en uzak ikinci gökadadır.

ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), NASA/ESA HUBBLE UZAY TELESKOPU, W. ZHENG (JHU), M. POSTMAN (STSCI), Clash Team, HASHIMOTO ET AL.

Samanyolu'nun çok dışında uzanan uzak bir nesneniz olduğunu hayal edin. Aklınızda, o uzak galaksiyi bize bağlayan düz bir çizgi çizebilir ve bu çizgi boyunca hareket eden ışığın doğrudan gözlerimize ulaştığını hayal edebilirsiniz. Hayal edebileceğiniz en basit şeyi yapmak cezbedicidir:

  • o çizginin mesafesini hesaplayın (ışık yılı cinsinden),
  • kendi galaksisinden ayrılan bir foton hayal edin,
  • uzayda bu mesafeyi katetmek için doğru zamanda (yıl olarak) bu hat boyunca seyahat etmek,
  • ve sonra fotonun bizim bulunduğumuz yere geldiğini görmek.

Ancak, uzaktaki nesnelerden gelen ışığı ölçtüğümüzde, Evrenin anlattığı hikaye bu değil. Bunun yerine, bu ışık yolu üzerindeki her şeyden etkilenir ve gözlemlediğimiz ışık, o uzak, galaksi dışı kaynaktan yayılan ışıktan çok farklıdır.

Bir galaksi ne kadar uzaksa, bizden o kadar hızlı genişler ve ışığı o kadar kırmızıya kaymış gibi görünür. Genişleyen Evren ile hareket eden bir galaksi, bugün, ondan yayılan ışığın bize ulaşması için aldığı yılların sayısından (ışık hızıyla çarpılan) çok daha fazla ışık yılı uzakta olacaktır. Ancak kırmızıya kaymaları ve maviye kaymaları ancak onları hareketin (özel göreli) ve genişleyen uzay dokusunun (genel göreli) katkılarının bir kombinasyonuna atfedersek anlayabiliriz.

RASC Calgary Center'dan Larry McNish

Işık, durgun kütlesi olmamasına rağmen hem enerji hem de momentum taşıması nedeniyle Evrende ilerlerken asla yavaşlayamaz, ancak ışık hızında seyahat edebilir. Kütlesi olan bir nesne her zaman ışık hızından daha yavaş hareket edecek olsa da -çünkü onu ışık hızına hızlandırmak sonsuz miktarda enerji gerektirir- ışığın kendisi her zaman aynı hızda hareket etmelidir: cveya boşluktaki ışığın hızı.

Ancak boşlukta olmadığında, yani madde içeren bir ortamdan geçtiğinde ışık yavaşlar. Bu yavaşlama, ışığın farklı frekanslarını (veya renklerini) farklı miktarlarda etkiler, tıpkı bir prizmadan geçen beyaz ışığın farklı açılarda farklı renklere ayrılması gibi, çünkü ışığın yavaşlama miktarı fotonların bireysel enerjisine bağlıdır. Ancak boşluğa geri döndüğünde, ışık hızında hareket etmeye devam eder. Tek fark, bir ortamdan geçen ışığın artık bulanık olmasıdır.

Bir prizma tarafından dağıtılan sürekli bir ışık huzmesinin şematik animasyonu. Ultraviyole … [+] ve kızılötesi gözleriniz olsaydı, morötesi ışığın mor/mavi ışıktan daha fazla büküldüğünü ve kızılötesi ışığın kırmızı ışıktan daha az büküldüğünü görebilirdiniz. Işığın hızı boşlukta sabittir, ancak ışığın farklı dalga boyları bir ortamda farklı hızlarda hareket eder.

LucasVB / Wikimedia Commons

Göreliliğin ilk günlerinde, Einstein'ın teorilerine ve yaptıkları tahminlere karşı çok sayıda meydan okuma vardı. Işık Evrende her zaman sabit bir hızla mı hareket etti? Işığın geçmesi için bir ortama gerçekten gerek yok muydu? Uzayın dokusu, madde ve enerjinin varlığı nedeniyle gerçekten eğilip büküldü mü? Ve Evren gerçekten genişliyor muydu?

Bir alternatif, ışığın uzay ortamında seyahat ederken enerji kaybedeceğini öngören yorgun ışık senaryosuydu. Gelen ışık, yayılması gereken ışıktan daha az enerjiye sahip gibi görünüyor, ancak daha uzak mesafelerde artan bulanıklığın olmaması bunu engelledi. Işık, deney ve gözleme dayalı bir ortama ihtiyaç duymadan uzay boşluğunda dalga boyundan bağımsız sabit bir hızda hareket etti. En heyecan verici olanı, uzay dokusunun, Einstein'ın tahminlerine uygun olarak, kütlelerin yakınında gerçekten eğrilik göstermesiydi.

Tam güneş tutulması sırasında yalnızca Güneş'in koronası görülmekle kalmaz, aynı zamanda doğru … [+] koşullar altında çok uzakta bulunan yıldızlar da görünür. Doğru gözlemlerle, Einstein'ın Genel Görelilik kuramının Newton kütleçekiminin tahminlerine karşı geçerliliği test edilebilir. 29 Mayıs 1919'daki tam güneş tutulması, şimdi tam 100 yıl önceydi ve belki de insanlığın bilim tarihindeki en büyük ilerlemeye işaret ediyor. Ancak kütleçekimsel kırmızıya kaymayı içeren tamamen farklı bir düşünce deneyi, yıllar önce özel göreliliğin yetersiz doğasını gösterebilirdi.

Miloslav Druckmuller (Brno U. of Tech.), Peter Aniol ve Vojtech Rusin

Einstein'ın Özel Görelilik ile ışık hızının sabitliğini yerçekimi ile birleştiren Genel Görelilik kuramı doğruysa, o zaman ışığın hızı Evrende hareket ederken asla değişemez. Işığın, kavisli ve genişleyen uzayda seyahat etmekten (hem normal hem de karanlık) araya giren maddeden geçmeye ve yayan kaynağın ve gözlemcinin göreli hareketine kadar deneyimleyebileceği tüm farklı şeyler onu etkiler, ancak hızını değiştirerek değil.

Işığın enerjisini etkileyebilecek tüm farklı şeyleri telafi etme şekli, enerji kazanmak veya kaybetmektir, bu da şu anlama gelir:

  1. bir enerji kazancına, dalga boyunun kısalmasına ve frekansında bir artışa karşılık gelen bir maviye kayma,
  2. veya enerji kaybına, dalga boyunun uzamasına ve frekansında azalmaya karşılık gelen kırmızıya kayma.

Her şeyi hesaba kattığımızda, ışığın Evrendeki yolculuğunda etkilenmesinin beş ana yolu olduğunu görüyoruz.

Bu basitleştirilmiş animasyon, genişleyen Evrende zaman içinde ışığın nasıl kırmızıya kaydığını ve bağlı olmayan nesneler arasındaki mesafelerin nasıl … [+] değiştiğini gösterir. Nesnelerin, ışığın aralarında seyahat etmek için geçen süreden daha yakın başladıklarına, uzayın genişlemesi nedeniyle ışığın kırmızıya kaydığına ve iki gökadanın, değiş tokuş edilen foton tarafından alınan ışık yolculuğu yolundan çok daha uzağa sarıldığına dikkat edin. onların arasında.

1.) Uzayın dokusu genişler. Uzak galaksilerde gördüğümüz kırmızıya kaymanın başlıca nedeni budur. Işık, Büyük Patlama'dan bu yana zaman geçtikçe genişleyen uzay dokusunda hareket eder ve bu genişleyen uzay, içinden geçen ışığın dalga boyunu uzatır.

Işığın enerjisi dalga boyu ile tanımlandığından, ışık yayan galaksi ne kadar uzaklaşırsa, ışık o kadar şiddetli bir şekilde kırmızıya kayar, çünkü daha uzak galaksilerin ışıklarının sonunda Dünya'ya ulaşması için daha fazla zamana ihtiyacı vardır. Işığın düz bir çizgide, değişmeyen bir yolda ilerlediğine dair naif resmimiz, yalnızca genişlemeyen ve ne gördüğümüzü ne de Genel Görelilik'in öngördüğünü tanımlamayan Evren'de çalışır. Evren genişliyor ve gördüğümüz kırmızıya kaymaların başlıca nedeni bu.

Bir gözlemciye göre hareket eden ışık yayan bir nesne, yaydığı ışığın bir gözlemcinin konumuna bağlı olarak … [+] kaymış görünmesine neden olacaktır. Soldaki biri kaynağın ondan uzaklaştığını görecek ve bu nedenle ışık kırmızıya kayacak, kaynağın sağındaki biri kaynak ona doğru hareket ettikçe maviye kaydığını veya daha yüksek frekanslara kaydığını görecek.

Wikimedia Commons kullanıcısı TxAlien

2.) Nesnelerin bize göre hareketi. Tıpkı bir polis sireninin size doğru hareket ettiğinde daha yüksek perdeli ve sizden uzaklaştığında daha düşük perdeli çalması gibi, gözlemlediğimiz ışığın frekansı, duruma bağlı olarak ya daha yüksek frekanslara (blueshift) ya da daha düşük frekanslara (kırmızıya kayma) doğru kayar. kaynağın ve gözlemcinin bağıl hızı.

Astronomide buna “özel hız” diyoruz, çünkü esas olarak söz konusu galaksinin bize göre hızından kaynaklanıyor ve genellikle saniyede birkaç yüz veya bin kilometre. Aynı mesafedeki iki gökadanın kırmızıya kayması veya maviye kayması önemli ölçüde farklılık gösterebilir, özellikle de tuhaf hareketlerin en hızlı olduğu zengin gökada kümeleri içinde. Bunu kesin olarak açıklayabilmemiz ve nicelleştirebilmemiz gerçeği, bize bunun kozmolojik kırmızıya kaymalara baskın katkıda bulunan kişi olmadığını söylüyor.

Uzak, arka plandaki bir gökada, araya giren, gökadayla dolu küme tarafından o kadar şiddetli bir şekilde merceklenir ki, arka plan gökadasının önemli ölçüde farklı ışık yolculuğu sürelerine sahip üç bağımsız görüntüsünün tümü görülebilir.

3.) Yerçekimi merceklenmesi. Uzayın dokusu sadece genişlemiyor, aynı zamanda Evrendeki madde ve enerjinin varlığıyla da kıvrılıyor. Bu eğrilik, herhangi iki nokta arasındaki mesafenin düz ve kesintisiz bir çizgi olmadığı, daha çok uzayda eğri bir yol olduğu anlamına gelir: bir jeodezik. Ne kadar uzayın büküldüğüne bağlı olarak, bu, ışığın gelişini, bu kütleler ve ekstra eğrilik olmadan alacağı sürenin üzerinde ve üzerinde önemli miktarlarda geciktirebilir, bu da ışığın olduğundan daha uzun süre seyahat etmesi gerektiği anlamına gelir, aksi takdirde , genişleyen Evren aracılığıyla.

Bu ek zaman gecikmesi, ışığın ek bir kırmızıya kayma yaşadığı ve hatta daha fazla (ya da daha az) şiddetli kavisli uzayda farklı yollar izleyen birden fazla görüntü sergileyen kütleçekimsel olarak merceklenmiş bir kaynağın bile farklı görüntüler için farklı kırmızıya kaymalara sahip olacağı anlamına gelir. Genel Görelilik, astronomik ekipmanımız onu tespit edecek kadar gelişmiş olmasa bile, bu etkinin var olmasını talep eder.

Bu NASA/ESA Hubble Uzay Teleskobu görüntüsü, karanlıkta parlak bir şekilde #8230 [+] parlayan PLCK_G308.3-20.2 adlı devasa bir gökada kümesini göstermektedir. ESA Planck uydusu tarafından Sunyaev-Zel'dovich etkisi aracılığıyla keşfedildi - küme içi gazdaki yüksek enerjili elektronlar tarafından gökada kümesi yönünde kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun bozulması. Merkezdeki büyük gökada, kümedeki en parlak gökadadır ve onun üzerinde ince, kavisli bir kütleçekimsel mercek yayı görülür. Uzak Evrenin devasa parçaları böyle görünüyor.

ESA/Hubble & NASA, RELICS Teşekkür: D. Coe ve ark.

4.) Madde ile Etkileşimler. Evren çoğunlukla boş bir alan, ancak madde hala var. Özellikle, bu maddenin çoğu ya gaz (çeşitli sıcaklıklarda gelir) ya da iyonize plazma biçimindedir. Işık, yüklü parçacıklarla (özellikle elektronlarla) etkileşime girebileceği bir maddeden geçtiğinde, bu ışığın bir kısmı, daha fazla gözlemlenemeyeceği daha yüksek enerjilere yükselecek ve bu ışığın spektrumunu değiştirecektir.

Bu en çok Big Bang'den arta kalan ışık için gözlemlenebilir olmasına rağmen, prensipte tüm ışık formları için meydana gelir ve gözlemlediğimiz ışığın sıcaklık ve spektrumunu dedektörlerimize ulaşmadan önce değiştirir. Bu, içinden geçen ışıkla etkileşime giren gazın/plazmanın sıcaklığı, hareketi ve polarizasyonu nedeniyle ışığı etkiler. Uygulamada sadece çok küçük bir rol oynar, ancak gerçek bir etkidir.

Bir yıldız, yıldız kütlesi veya süper kütleli bir kara delik etrafındaki yörüngesinin periapsis'ine yaklaşıp ulaştığında, hem kütleçekimsel kırmızıya kayması hem de yörünge hızı artar. Yörüngedeki yıldızın uygun etkilerini ölçebilirsek, kütlesi de dahil olmak üzere merkezi kara deliğin özelliklerini ve özel ve genel görelilik kurallarına uyup uymadığını belirleyebiliriz.

5.) Yerçekimi kırmızıya kayma. Işık yayan büyük bir nesne olduğunuzda, o ışığın kütlenizin yarattığı yerçekimi potansiyelinden dışarı çıkması gerekir. Işık yavaşlayamayacağından (her zaman ışık hızında hareket eder), bu, yıldızlararası veya galaksiler arası boşluğa ulaşmak için enerjisini kaybetmesi gerektiği anlamına gelir. Benzer şekilde, o ışık gözlerinize ulaşmadan önce, kendi Yerel Grubumuzun, galaksimizin ve Güneş Sistemimizin yerçekimi potansiyeline düşmesi ve bir enerji kazanımına ve maviye kaymaya neden olması gerekir.

Bütün bunlar ışığın frekansını etkiler. Buna ek olarak, evrende zamanla yapı aktif olarak oluşur, öyle ki bir fotonun içine düştüğü yerçekimi potansiyeli (örneğin bir gökada kümesinden geçerse) milyonlarca yıl sonra, fotonun ondan tırmanıyor. Hem yerçekimi potansiyelinin hem de yerçekimi potansiyelindeki değişikliklerin bu etkileri tespit edildi ve ışığın nihai, gözlenen kırmızıya kaymasına katkıda bulundu.

Hubble eXtreme Deep Field'ın tam UV-vis-IR ışığında bir kısmı, şimdiye kadar elde edilen en derin görüntü. … [+] Burada gösterilen farklı galaksiler farklı mesafelerde ve kırmızıya kaymalardadır ve Evrenin bugün nasıl genişlediğini ve bu genişleme hızının zaman içinde nasıl değiştiğini anlamamızı sağlar.

NASA, ESA, H. Teplitz ve M. Rafelski (IPAC/Caltech), A. Koekemoer (STScI), R. Windhorst (Arizona Eyalet Üniversitesi) ve Z. Levay (STScI)

Işığın hızı uzay boşluğunda asla değişmez, yalnızca bir ortamdan geçerken (ve yalnızca ışık o ortamdan geçerken), ışığın hızı her zaman farklıdır. c, nihai kozmik hız sınırı. Bununla birlikte, ışık Evrende dolaşırken kırmızıya kaymaya veya maviye kaymaya neden olabilecek beş gerçek etki vardır ve en önemli ders, hepsini nicel olarak açıklayabileceğimizdir.

Bu, Evrendeki maddenin etkisi, uzayın genişleyen ve gelişen dokusu ve farklı enerji kütleleri ve biçimlerinin bu alanı nasıl hareket ettirdiği ve etkilediğidir. Hepsi uzayda dolaşan ışığı etkiler, ancak hızını değiştirerek değil. Bunun yerine, ışığın gittiği yolu ve ışığın sahip olduğu dalga boyunu değiştirirler ve tüm farkı yaratan da budur. Genişleyen Evrende seyahat ederken ışığa ne olduğunu ancak tüm etkileri birlikte hesaba katarak gerçekten anlayabiliriz.


Spektrum Nedir ve Bize Ne Anlatırlar?

Güneşten gelen ışığın bir prizmadan geçmesine izin verirseniz, sonuç gökkuşağının tüm renklerinin harika bir görüntüsüdür. Güneş'in birleşik renklerini bu şekilde ayırmak size bir "spektrum" verir; bu, yalnızca enerjinin (veya dalga boyu veya frekansın tümü ile ilişkili olan) bir fonksiyonu olarak ışık emisyonunun bir ölçüsüdür. Güneş'ten gelen böyle bir spektrum "görünür spektrum" olarak bilinir, ancak elektromanyetik spektrumdaki ışığın sadece küçük bir parçasıdır ve radyo dalgalarından gama ışınlarına kadar enerjileri kapsar.

Güneş'in spektrumu sürekli bir spektrum olarak görünür ve sıklıkla aşağıda gösterildiği gibi temsil edilir. Bu tür bir spektruma emisyon spektrumu denir, çünkü gördüğünüz şey kaynak tarafından yayılan doğrudan radyasyondur. Güneş örneğinde, görünür spektrumdaki hemen hemen tüm enerjilerde ışık yayılır, bu nedenle Güneş'in spektrumundaki tüm renkleri görürsünüz.

Aşağıda gösterildiği gibi başka bir spektrum düşünün:

Açıkçası, bu sürekli bir spektrum değildir, ancak yine de kurucu renklerine ayrılmış görünür radyasyonu temsil eder. Yukarıdaki resimde, yatay eksen ışığın enerjisini (veya rengini) gösterir, yukarıdaki spektrumla aynıdır, ışık sadece parlak çizgilere karşılık gelen belirli "ayrık" enerjilerde yayılır. Her kimyasal elementin kendi karakteristik modelini yaydığı ortaya çıktı. Yukarıda gösterilen, karbonun karakteristiğidir. Bu tür spektrumlar, birçok element için elementi bir alev içinde buharlaştırarak üretilebilir.

Bu spektral çizgilerden çok şey öğrenebiliriz. Spektral çizgilerden öğrenebileceğimiz çok önemli iki şey, uzaydaki nesnelerin kimyasal bileşimi ve hareketleridir.

Kimyasal bileşim

19. yüzyılın ilk yarısında, John Herschel, Fox Talbot ve William Swan gibi bilim adamları, alevlerdeki farklı kimyasal elementlerin spektrumlarını incelediler. O zamandan beri, her elementin bir dizi karakteristik emisyon çizgisi ürettiği fikri iyice yerleşmiş oldu. Her element, karakteristik bir modelde birkaç belirgin ve daha az sayıda emisyon çizgisine sahiptir.

Örneğin, sodyum, 589.0 ve 589.6 nm'de iki belirgin sarı çizgiye (D çizgileri olarak adlandırılır) sahiptir; sodyum içeren herhangi bir numune (sofra tuzu gibi) bu çizgi çifti kullanılarak kolayca tanınabilir.

Güneş'in spektrumunun çalışmaları ortaya çıkardı emilim emisyon çizgileri yerine çizgiler (daha parlak sürekliliğe karşı koyu çizgiler).Bugün bizim adlandırdığımız şekliyle bu "Fraunhofer hatları"nın kesin kökeni, 1859'da Gustav Kirchhoff'un aynı maddenin ya emisyon hatları (sıcak bir gaz kendi ışığını yayarken) ya da soğurma çizgileri (daha parlak ve genellikle daha sıcak bir kaynaktan gelen bir ışık, içinden parladığında). Bu keşifle bilim adamları, yıldızların kimyasal bileşimini spektroskopi yoluyla belirleme araçlarına sahip oldular.

Kimyasal elementleri tanımlayabildiğimiz tek nesne yıldızlar değil. Herhangi bir nesneden herhangi bir spektrum, öğelerin imzalarını aramamıza izin verir. Buna bulutsu, süpernova kalıntıları ve galaksiler dahildir.

ASCA verilerinden süpernova kalıntısı Cas A'nın X-ışını spektrumu. (Kredi: Holt ve diğerleri, PASJ 1994)

Yıldızların ve galaksilerin hareketleri

Spektrumdaki belirli elementleri tanımladıktan sonra, bu elementlerden gelen emisyon çizgilerinin onları bulmayı umduğumuz yerden kaymış olup olmadığına da bakabiliriz. Genellikle emisyon spektrumları hakkında çizgilerin dalga boyları sabitmiş gibi konuşsak da, bu yalnızca çizgileri yayan kaynak ve dedektör çizgileri "gördüğünde", birbirine göre hareket etmediğinde doğrudur. Birbirlerine göre hareket ettiklerinde, çizgiler kaymış görünecektir. Örneğin, bir yıldız bize doğru hareket ediyorsa, çizgileri "maviye kayma" olarak adlandırılan daha kısa dalga boylarında gözlemlenecektir. Yıldız bizden uzaklaşıyorsa, çizgiler "kırmızıya kayma" olarak adlandırılan daha uzun dalga boylarında görünecektir. Bu fenomene "Doppler kayması" denir.

Bir yıldızın tayfı kırmızıya veya maviye kaymışsa, görüş hattı boyunca hızlarını çıkarmak için bunu kullanabilirsiniz.

Kara deliğin yoldaşının yörüngesini ve periyodunu bulmaya geri dönün


Eleştirmenleri Reddetmek: Uzak Yıldız Işığı ve ASC

Bilim adamları, iddiaların diğer doktoralar tarafından incelenebilmesi için teknik hakemli literatürde yeni modeller yayınlar. ilgili alanda uzmanlığa sahip bilim adamları. Hakemler, alan hakkında bilgi sahibi oldukları için yapıcı eleştirilerde bulunabilirler. Ayrıca bilimsel incelemeye dayanmayan yayınları reddetmekle de görevlidirler. Bu da hakemlerin bu alanda yüksek eğitimli olmasını gerektirir.

Bununla birlikte, İncil'in yaratılışına en sesli muhalefetin bir kısmı bilimsel olarak saçmadır ve ele aldıkları konu hakkında uzaktan eğitim almamış insanlardan gelmektedir. Bu tür iddialar teknik literatürde asla yayınlanmayacaktır çünkü konuyla ilgili bilgisi olan herkes onların saçmalığını anlayacaktır. Ancak internet, oyun alanını düzleştirdi ve herkesin eğitimsiz herhangi bir iddiada bulunmasını mümkün kıldı.

Tabii ki, internet gerçeği tanıtmak için de kullanılabilir. Ve bazı web siteleri, hakemli doğruluk kontrolünde ısrar ediyor. Ama çoğu yapmaz. Herkes eğitimsiz varsayımlarını Facebook forumlarında yayınlayabilir. Bu nedenle, kaynağının güvenilirliğine güvenmek için başka bir nedenimiz olmadıkça internet yayınlarını ciddiye almamalıyız.

Geçenlerde biri bana uzak yıldız ışığı sorununa ASC çözümünü çürüttüğünü düşünen bir eleştirmenin internet gönderisini gönderdi. Peter, vardığı sonucu desteklemek amacıyla on üç önerme sundu. Şaşırtıcı bir şekilde, bunlardan biri bile doğru değil. Burada yaptığı hataları inceleyeceğiz. Aslında, Peter iddialarını bunun yerine soru olarak ortaya koysaydı, bunlar iyi sorular olurdu. Bu yüzden, umarım buradaki yanıtım, insanların bu büyüleyici fizik alanında hız kazanmalarına yardımcı olur. Peter'ın yorumları mor renkte, benim yanıtım siyah.

Peter: TEZ: Lisle'nin yec Tek Yönlü Işık Hızı Hipotezi Ampirik Olarak Yanlışlandı

Peter: P1. Yec-yıldız ışığı sorununa önerilen bir yec çözümü (yani, milyonlarca ışıkyılı uzaklıktaki bir galaksiden buraya gelmek için ışık milyonlarca yıl alırken, evren nasıl 10.000 yıl genç olabilir) ışığın seyahat ettiği Lisle Hipotezi'dir. dünyaya doğru SONSUZ hızda, ancak dünyadan uzağa doğru C/2 hızında. Bununla birlikte, bu hipotez ampirik kanıtlarla YANLIŞLANMIŞTIR. Aşağıya bakınız.

Dr. Lisle: Peter kötü bir başlangıç ​​yaptı, çünkü pozisyonumu doğru bir şekilde belirtmedi ve saman adam yanılgısına düştü. Bir gözlemciye doğru sonsuz olan ışığın tek yönlü hızına şu şekilde atıfta bulunur: benim hipotezim. Gerçekte, ne benimdir, ne de bir hipotezdir. Bu bir senkronizasyon kuralı, tarih boyunca kullanılmış olan. Bir eşzamanlılık kuralı, tıpkı metrik sistemin kütle, uzunluk, kuvvet vb. gibi özelliklere nicelikler atamamıza izin vermesi gibi, uzay-zamandaki olaylara koordinatlar atadığımız tanımlanmış bir standarttır. Peter, metrik sistemin ampirik olarak tahrif edildiğini savunmaya benzer bir şekilde, bir geleneği çürütmeye çalışıyor. Ancak uzlaşımlar tanımlandığı için tahrif edilemezler.

Dr. Lisle: Işık hızının tek yönlü olduğu konusunda Albert Einstein ile aynı fikirdeyim. varsayım ne de bir hipotez ışığın fiziksel doğası hakkında, ancak bir şart bir eşzamanlılık tanımına ulaşmak için kendi özgür irademle yapabileceğim” (Einstein 1961, s. 23) [vurgu orijinaldir, altı çizili olarak eklenmiştir]. Bu konu, bu konudaki orijinal hakemli teknik makalemde,[1] astronomi üzerine sunumlarımda[2] ve kitabım The Physics of Einstein'da ayrıntılı olarak tartışıldı. Görünüşe göre Peter, iddialarını internette yayınlamadan önce konumumu veya bu konuda var olan zengin bilimsel literatürü gerçekten dikkatlice okuma ihtiyacı hissetmedi. Bu nedenle iddiaları asla hakem değerlendirmesinden geçmeyecek ve hiçbir bilimsel dergide yayınlanmayacaktı.

Peter: P2. Lisle'ın hipotezinin YANLIŞ olduğunu göstermek için ışığın tek yönlü hızını ölçmemize gerek YOKTUR. Aşağıya bakınız.

Dr. Lisle: Bu, Peter'ın orijinal saman adam yanılgısını tekrarlıyor. Tek yönlü ışık hızının kesinlikle bir hipotez olmadığı, ancak belirli bir gözlemci için senkronize saatleri neyin oluşturduğunu tanımlamamızı sağlayan bir koşul olduğu konusunda Einstein'a katılıyorum. Peter, bu konuda Einstein ile aynı fikirde olmayabilir, ancak dürüst olması ve fikrin Einstein'a dayandığını ve benim icat ettiğim bir şey olmadığını kabul etmesi gerekiyor. Dahası, Peter'ın ışığın tek yönlü hızının geleneksel olmadığını gösterebilmesi için, ışığın tek yönlü hızını doğrudan ya da dolaylı olarak ve zımnen varsayımda bulunmadan ölçmek için bir tür deney yapması gerekir. o. Aksi takdirde, iddiası basitçe desteklenmeyen bir iddiadır.

Peter: P3. Lisle'nin hipotezi, ışık hızının dünyaya doğru SONSUZ, ancak dünyadan C/2 uzakta olduğudur.

Dr. Lisle: Yine, bu bir hipotez değil, bir eşzamanlılık kuralıdır – belirli bir gözlemci için evrendeki tüm olayların zaman damgasını vurmak için bir koordinat sistemi. Ben buna ASC sistemi diyorum. En popüler alternatif, ışığın boşluktaki tek yönlü hızının herhangi bir eylemsiz gözlemci için tüm yönlerde aynı olarak tanımlandığı ESC sistemidir. Ancak ASC konvansiyonunda, ışığın tek yönlü hızı, bir gözlemciye yöneltildiğinde sonsuz olarak tanımlanır (değil mutlaka dünya) ve c/2 gözlemciden uzaktayken. Ayrıca, 2010 teknik makalemde ve ayrıca konuyla ilgili kitabımda ara yönler için denklemi yayınladım. Yani, ışığın tek yönlü hızı (cθ) c olması şart koşulmuşturθ = c/(1-cos(θ)) burada θ = 0 doğrudan gözlemciye doğru olan yönü gösterir ve c ışığın gidiş-dönüş hızıdır. Temel olarak, denklem, açı sıfıra ne kadar yakınsa, ışığın tek yönlü hızının o kadar hızlı olduğunu gösterir. Sadece hafif hareketli direkt olarak bir gözlemciye doğru sonsuz hıza sahiptir. Bu hayati derecede önemlidir, ancak aşağıda gösterileceği gibi Peter tüm bunlardan habersiz görünmektedir.

Peter: P4. Bu hipotez birkaç farklı şekilde YANLIŞLANMIŞTIR. Aşağıya bakınız.

Dr. Lisle: Bir hipotez değil, bir eşzamanlılık kuralı olduğu için, metrik sistemden daha fazla yanlışlanamaz. Peter farkında olmadan bir koordinat sistemini çürütmeye çalışıyor.

Peter: P5. İLK. Tek bir süpernovadan gelen ışığın yerçekimsel merceklenmesi (2014-2015'teki Refsdel [sic] süpernovası), süpernovadan gelen ışığı, tümü dünyaya doğru, ancak yerçekimsel [sic] merceklemeye dayalı farklı yollarla yönelen BEŞ farklı ışık demetine böldü. Bu yollar, yerçekimi merceklenmesinin belirli yönlerine bağlı olarak farklı uzunluklara sahipti.

Dr. Lisle: Bunu aşağıdaki resimle açıklamama izin verin. Uzak bir galakside bir yıldız patladı ve kısa bir süre için çok parlak hale geldi - bir süpernova. Bu süpernova, diyagramdaki A noktasıdır. Bu süpernovadan (kırmızı çizgi) gelen ışık B noktasındaki başka bir gökadadan geçerken, bu diğer gökadadaki tüm yıldızların ve kütlenin yerçekimi (kütleçekimsel merceklenme) tarafından hafifçe saptırıldı ve bu ışığın bir kısmı daha sonra ona doğru yönlendirildi. Dünya'daki gözlemciler C noktasında olayı 2014 yılında gözlemledik. Süpernova'nın (D noktası) dünyadan görülen görüntüsü, ışığın yerçekimi tarafından bükülmesi nedeniyle gerçek konumundan (A) biraz farklı görünüyordu. ara galaksi. Aslında süpernovanın dört ayrı görüntüsünü gözlemledik çünkü ışık kabaca eşit uzunlukta dört farklı yol izlemişti.

Dr. Lisle: Ancak, süpernovadan gelen ışığın bir kısmı farklı ve uzun yol – mavi ile gösterilir. Bu ışık, E noktasındaki gökadanın yerçekimi tarafından büküldü ve daha sonra C noktasında dünyadaki gözlemcilere yönlendirildi. Bu ışığı 2015 yılında, kırmızı ile gösterilen ışık demeti(ler)inden bir yıl sonra gözlemledik. Böylece, D noktasındaki görüntü(ler)den bir yıl sonra F noktasındaki süpernova görüntüsünü gördük.

Bir süpernovadan (A) gelen ışık, dünyaya (C) ulaşmadan önce bir galaksinin yerçekimi tarafından saptırılır.

Peter: EĞER ışığın dünyaya olan hızı sonsuz ise, o zaman Süpernova'nın BEŞ görüntüsünün TÜMÜ aynı anda Dünya'ya gelmiş olmalıdır.

Doktor Lisle: Bu yanlış. Hepsi değil diyagramdaki ışığın hareketi direkt olarak yeryüzündeki gözlemcilere doğru. Peter'ın buradaki iddiası, senaryoyu dikkatlice düşünmediğini ortaya koyuyor. Nedenini aşağıda göreceğiz.

Peter: AMA eğer ışığın dünyaya olan hızı sonsuz DEĞİLse, daha ziyade SONSUZ bir sayıysa (C gibi), o zaman süpernovanın BEŞ görüntüsünün Dünya'ya FARKLI anlarda ulaşması gerekir. [1] AMPİRİK OLARAK, süpernova görüntülerinin (ilk dörde karşı beşinci) dünyaya FARKLI anlarda geldiğini görüyoruz. Bu, Lisle'ın tek yönlü sonsuz ışık hızı hipotezinin YANLIŞ olduğunun AMPİRİK teyididir.

Dr. Lisle: Peter'ın buradaki hatasına doğrulama yanlılığı denir. Bu, aynı kanıtın alternatifle eşit derecede tutarlı olduğu durumlarda, belirli bir pozisyonu desteklemek için kanıtların alındığı zamandır. Başka bir deyişle, Peter'ın iddiasının aksine, her ikisi de ESC ve ASC, daha uzun yolu izleyen süpernovadan gelen ışığın, daha kısa yolu izleyen ışıktan daha geç geleceğini tahmin ediyor. İşte nedeni:

Dr. Lisle: Yukarıdaki şekle tekrar bakın. Işığın yollarını temsil eden dört doğru parçasından, yani AB, BC, AE ve EC, bu yollardan hangisi ışığın hareketini temsil eder? direkt olarak Dünya'daki gözlemcilere karşı? Sadece BC ve EC segmentleri. AB ve AE segmentlerinde ışık değil doğrudan dünyadaki gözlemcilere doğru hareket ediyor, ancak bir açıyla hareket ediyor. Doğrudan gözlemciye doğru olmadığından, bu yollar boyunca ışık yanacaktır. değil sonsuz hıza sahiptir. Daha doğrusu hızı yukarıda verdiğim denkleme göre açısına göre belirlenecektir.

Dr. Lisle: Denklem, ışığın doğrudan gözlemciye yöneltilmesine ne kadar yakınsa, o kadar hızlı olacağını gösteriyor. Öyleyse, başlangıçtaki iki ışık huzmesi AB ve AE'den hangisi gözlemciye daha yakın hedefleniyor? Başka bir deyişle, hangi açı daha küçüktür, BAC açısı mı yoksa EAC açısı mı? Açıkça, BAC açısı daha küçüktür. Bu nedenle, AB yolu boyunca hareket eden ışık, AE boyunca hareket eden ışıktan daha hızlıdır. Gerçek açıları kullanırsanız (ki bunlar oldukça küçüktür), ASC'nin AE boyunca ışığın, AB boyunca hareket eden ışık B noktasına ulaşmasından bir yıl sonra E noktasına ulaşacağını tahmin ettiğini göreceksiniz. B'den C'ye seyahat süresi sıfırdır, ve E'den C'ye seyahat süresi sıfırdır. Ancak A'dan E'ye seyahat süresi, A'dan C'ye seyahat süresinden bir yıl daha fazladır. Bu nedenle, süpernovadan gelen ışığın 2014 ve 2015'te görülen gözlemleri tam olarak ASC'nin öngördüğü şeydir.

Peter: P6. İKİNCİ. Bir fotonun dalga boyu, lambda*frekans = ışık hızı. Yani ışığın hızı (dünyaya doğru) sonsuz ise, o zaman belirli bir frekans için lambda (dünyaya doğru gelen bir foton için) sonsuz olmalıdır.

Dr. Lisle: Buraya kadar çok iyi. Sonsuz hız, sonsuz bir dalga boyunu ifade eder.

Peter: Ancak sonsuz bir lambda imkansızdır çünkü fiziksel evren sonsuz büyüklükte DEĞİLDİR ve bir dalga sonsuz bir mesafede tutarlılığı (veya yerel nedenselliği) koruyamaz. Bu nedenle, (dünyaya doğru gelen) bir foton sonsuz hızda hareket edemez. Bu da Lisle'ın hipotezinin YANLIŞ olduğu anlamına gelir.

Dr. Lisle: Burada, Peter birkaç hata yaptı. Ancak asıl hatası yanlış bir varsayıma dayanmaktadır. Yani, bir dalganın var olması için, dalga boyunun tamamının kaynak ve hedef arasına sığması gerektiğini varsaymış görünüyor ki, elbette sonsuz bir dalga boyu sonlu bir evrende yapamaz. Yani bir dalganın kaynağı ile hedefi arasındaki mesafenin dalga boyundan daha az olması gerektiğini iddia ediyor.[3] Onun varsayımı yanlıştır ve yanlış olduğunu ampirik olarak kanıtlamak çok kolaydır. Ama önce neyin iddia edildiğini daha iyi anlamak için bazı arka plan bilgileri verelim.

Dr. Lisle: Bir dalganın dalga boyu, aynı anda iki ardışık tepe noktası veya iki ardışık çukur (veya belirli bir eğimin ardışık iki noktası) arasındaki mesafe olarak tanımlanır. [“Aynı anda” ifadesinin mutlaka bir eşzamanlılık kuralı gerektirdiğine dikkat edin. Uzayda iki farklı konum için “aynı zamanı” neyin oluşturduğunu tanımlamamız gerekiyor. Bu nedenle, dalga boyu mutlaka seçilen senkronizasyon kuralına bağlı olacaktır.] İlgili şekle bakın.

Dr. Lisle: Ama dalga boyunu bilmek için aslında iki tepe noktasının pozisyonlarını aynı anda ölçmemize gerek yok. Bir dalganın bir kısmının şeklini biliyorsak, kalanını kolayca tahmin edebilir ve dalga boyunu hesaplayabiliriz. Son olarak, basitçe dalganın hızını ve frekansını (birim zamanda bir eşiği geçen kaç tepe noktası) ölçebilir ve iki tepe noktası arasındaki mesafeyi hiç ölçmeden dalga boyunu hesaplayabiliriz. Bu son yöntem aslında neredeyse tüm hareketli dalgalar için dalga boyunu belirleme yöntemimizdir. Frekans, dalga boyunu ölçtüğümüz şeydir, daha sonra hesaplanır.

Dr. Lisle: Peter'ın iddiası (sonlu bir evrende birbirini takip eden iki tepe noktasının her ikisi birden bulunamayacağı için sonsuz dalga boyuna sahip bir dalganın var olamayacağı), aynı anda iki ardışık tepe veya çukur bulunmadığı sürece bir dalganın var olamayacağı şeklindeki yanlış varsayıma dayanmaktadır. Yani, esasen kısmi bir dalganın var olamayacağını - bir dalganın kaynak ile hedef arasındaki mesafeden daha uzun bir dalga boyuna sahip olamayacağını iddia ediyor. Bunu kendi evinizde ses dalgalarını kullanarak kolayca çürütebilirsiniz. Sesin hızı saniyede 340 metre civarındadır. Sesin frekansı perdeye bağlıdır, bu yüzden 261.6255 hertz frekansına sahip bir piyanoda orta C'yi kullanalım. Yani, müzik dinliyorsanız, tipik bir frekans 262 hertz civarında olacaktır, bu da dalga boyunun 1,2 metre olacağı anlamına gelir. Yani, radyodan 2,4 metre (7,9 fit) uzakta kanepenizde oturuyorsanız, kaynaktan iki dalga boyu uzaktasınız.

Dr. Lisle: Bu nedenle, 1,2 metreden (3,9 fit) kısaysanız, kaynaktan bir dalga boyundan daha azsınız. Aşağıdaki şekle bakın.[4] Ve böylece dalga, tam bir dalga boyu oluşmadan önce kulağınıza girdiğinde yok edilir. Peter'a göre, kaynak ile hedef arasındaki mesafe dalga boyundan daha az ise bir dalga var olamaz. Bu nedenle, Peter haklıysa, radyodan 3,9 fitten daha az uzaktaysanız, radyodan gelen müziği duyamazsınız. Ama tabii ki yapabilirsin. Peter'ın iddiası doğru olsaydı kulaklıklar işe yaramazdı çünkü kaynak ile hedef arasındaki mesafe bir dalga boyunun sadece küçük bir kısmıdır.

Ses dalgalarının kaynağına bir dalga boyundan daha yakınsanız, onları duyabiliyor musunuz? Elbette. Bir dalga yapar değil olması için en az bir dalga boyunda olması gerekir.

Peter: P7. ÜÇÜNCÜ. Bir fotonun enerjisi E = h*f ile verilir (burada f, fotonun frekansıdır ve h, Planck’s sabitidir). Ve L*f = C (burada L, fotonun dalga boyu ve C, ışık hızıdır). Dolayısıyla, eğer bir foton dünyaya doğru geliyorsa ve dalga boyu sonlu bir nicelikse (sonlu bir evren için ve ayrıca Yerel nedensellik için de gerekli olduğu gibi), o zaman C'nin sonsuz olabilmesinin (dünyaya doğru gelmesi) tek yolu şudur: f frekansı sonsuzdur. Ancak “f” sonsuz ise, fotonun enerjisi (E = h*f) sonsuz olacaktır. Bu, bir yıldızdan (veya güneşten) dünyaya doğru gelen Tek bir Fotonun SONSUZ Enerjiye sahip olacağı anlamına gelir. Ve bu, Tek Fotonun dünyaya çarptığı anda dünyayı havaya uçuracağı anlamına gelir. … Ama gördüğümüz gibi bu olmadı. Bu nedenle, bu, Lisle'nin ışığın dünyaya doğru olan hızının sonsuz olduğu hipotezinin AMPİRİK YANLANMASIDIR.

Dr. Lisle: Peter'ın buradaki hatası, bir dalga boyunun sonsuz olamayacağını varsayma hatasından kaynaklanmaktadır. Ama aslında, ASC altında, gelen ışığın dalga boyu gerçekten sonsuzdur. Ayrıca Peter, frekansın eşzamanlılık kuralından etkilendiğini yanlış bir şekilde varsaymıştır. değil. Frekans, birim zamanda uzayda bir noktadan geçen tepe (veya çukur) sayısı olarak tanımlanır. Uzayda başka hiçbir konum söz konusu olmadığından, sabit bir gözlemciden tespit edilen frekans, senkronizasyon kuralından etkilenemez çünkü ikincisi, iki noktada senkronize edilmiş saatleri neyin oluşturduğuyla ilgilidir. farklı konumlar. Bu nedenle, bir senkronizasyon kuralı dönüşümü altında fotonların frekansı ve enerjisi değişmez. Sadece dalga boyu etkilenir.

Peter: P8. DÖRDÜNCÜ. Işık hızı, bir elektromanyetik dalganın yayılmasının, her dalga segmentindeki (veya dalga paketindeki) bir elektrik alanı ile bir manyetik alan arasındaki salınımın sonucu olduğunu gösteren Maxwell'in denklemlerinin doğrudan bir sonucudur. Ve böyle bir dalganın hızı, C = 1/SQRT(epsilonZero * muZero) ifadesiyle uzayın elektriksel geçirgenliği (epsilon-sıfır) ve manyetik geçirgenliği (mu-sıfır) ile ilgilidir.

Dr. Lisle: Buraya kadar iyi. Her ne kadar Peter, Maxwell denklemlerinin fiziğini anlasaydı, aşağıda göreceğimiz gibi tek yönlü hızı değil, yalnızca ışığın gidiş-dönüş hızını belirleyebileceklerini bilirdi.

Peter: Yani, ışığın hızı uzayda farklı yönlerde farklıysa, o zaman epsilonZero veya MuZero uzayın farklı yönlerinde farklı olmalıdır.

Doktor Lisle: Bu yanlış. Geçirgenlik ve geçirgenlik skaler büyüklüklerdir, yani yönlülükleri yoktur. Maxwell denklemlerinden ışık hızının türetilmesi, kapalı bir yol üzerinden integral almayı içerdiğinden, yalnızca ışığın gidiş-dönüş hızını belirleyebilir. kapalı integraller bir andaki miktarları toplamayı içeren matematiksel işlemlerdir. gidiş. Bu nedenle, gidiş-dönüş yolculuk kavramı Maxwell denklemlerine dahil edilmiştir.

Peter: Ancak deneysel ölçümler, bu niceliklerin uzayda her yönde AYNI olduğunu gösteriyor.

Dr. Lisle: Peter'ın buradaki yorumunun fizik açısından hiçbir anlam ifade etmediğini belirtmeliyim. Boş uzayın elektrik geçirgenliği ve manyetik geçirgenliği skaler niceliklerdir. Yönlülükleri yoktur ve bu nedenle “uzayda her yönde aynı” olduklarını söylemek anlamsızdır.

Peter: Yani bu, ışığın hızının uzayın farklı yönlerinde farklı OLMAYACAĞI anlamına gelir. Yani ışığın dünyaya olan hızı dünyadan C/2 uzaktayken sonsuz olamaz. Dolayısıyla bu, Lisle'ın Hipotezinin YANLIŞ olduğunun AMPİRİK kanıtıdır.

Dr. Lisle: Peter'ın iddiası 1978'de Dr. Carlo Giannoni tarafından reddedildi. Giannoni, Maxwell denklemlerinin tam diferansiyel formunu tek yönlü hız varsayımları olmaksızın türetmiştir. Boş uzayda ışığın izotropik olmayan tek yönlü hızına gerçekten izin verdiklerini gösterdi. (Bkz. Giannoni, C., Tek Yönlü Hız Varsayımları Olmadan Göreli Mekanik ve Elektrodinamik, Bilim Felsefesi, Cilt 45. 1, Mart, 1978, s. 17-46). Bu arada, ışık hızının polarizasyona ve/veya yöne bağlı olduğu belirli kristaller vardır. Hiçbir bilgili fizikçi, bunların Maxwell denklemlerini ihlal ettiğini iddia edemez. Bu nedenle, Maxwell denklemleri izotropik olmayan tek yönlü ışık hızına izin verir. Einstein, Maxwell'in denklemlerinin ve bunların sonuçlarının gayet iyi farkındaydı. Ancak Einstein bunları asla tek yönlü ışık hızı için bir argüman olarak kullanmadı. Tek yönlü ışık hızının türetilmek yerine şart koşulduğunu biliyordu.

Peter: P9. BEŞİNCİ. Işık hızı değişirse dalganın dalga boyu değişir. Işık hızı artarsa ​​dalga kırmızıya kayar. Ve eğer ışık hızı düşerse, dalga maviye kayar.

Dr. Lisle: Bu da yanlış ve bunun yanlış olduğunu kolayca kanıtlayabiliriz. Bir dalga kırmızıya kayar ancak ve ancak Sıklık damla. Bir dalga, ancak ve ancak Sıklık artışlar. Ve yukarıdan bu senkronizasyon kurallarını hatırlayın herhangi bir dalganın frekansını etkilemez. Bu nedenle, herhangi bir durağan gözlemci için ASC veya ESC altında belirli bir ışık demeti için kırmızıya kaymalar ve maviye kaymalar aynı olacaktır.

Dr. Lisle: Peter'ın iddiasını bir deneyle kolayca çürütebilirsiniz. Işığın sudaki hızı, boşluktaki hızının sadece %75'i kadardır. Böylece ışık suya geçtiğinde hızı düşer ve bu nedenle dalga boyu orijinalin %75'ine düşer. Peter'a göre, ışık maviye kayacak. Bu nedenle, bir dahaki sefere yüzmeye gittiğinizde, su altındayken, doğrudan yukarıya bakın ve tüm renklerin maviye doğru kaymış olup olmadığına bakın. Aslında, eğer Peter haklıysa, o zaman kızılötesi ışığı su altında görebilmeniz gerekir, çünkü bizim görüş alanımıza maviye kaymış olacaktır. Ama tabii ki, bu olmaz.

Peter: Eğer ışığın dünyaya doğru hızı sonsuz ise, o zaman güneşten (veya yıldızlardan) gelen ışık sonsuz Mavi-Kaydırmalı' olmalıdır#8230 Bu, HEPSİ (en kötü ihtimalle) Gama ışınları olacakları ve hiçbir görünür ışık gelmeyecekleri anlamına gelir. güneşten veya yıldızlardan dünyaya. Ancak, gözlemlediğimiz bu DEĞİLDİR. Yıldızlardan ve güneşten bize gelen görünür ışığı görüyoruz. Dolayısıyla bu, Lisle'ın Hipotezinin YANLIŞ olduğunun AMPİRİK kanıtıdır.

Dr. Lisle: Gerçekte, kırmızıya kayma ve maviye kayma, kaynak ve gözlemci arasındaki ışığın frekansındaki değişimin bir fonksiyonudur. değil dalga boyu. Işık bir maddeden geçerken hızı değişir, ancak frekansı etkilenmez ve bu nedenle kırmızıya kaymaz veya maviye kaymaz. Dolayısıyla ışık, ASC altında ölçüldüğünde, ESC altında ölçüldüğünde tam olarak aynı frekansa sahiptir ve bu nedenle Peter'ın iddiası kolayca reddedilebilir.

Peter: P10. ALTINCI. Atomlardaki enerji seviyesi farklılıkları, elektriksel geçirgenlik ve manyetik geçirgenlik gibi sabitlere bağlıdır. Bu enerji seviyesi farklılıkları, çeşitli elementlerin (veya bunlardan) optik spektrumlarındaki emisyon ve absorpsiyon hatları arasındaki konumları ve yayılmaları belirleyen şeydir. Güneşten ve yıldızlardan gelen optik spektrumlara bakabiliriz. Işık hızı dünyaya doğru sonsuz olsaydı, o zaman yıldızlardaki (veya güneşteki) atomlar tarafından dünyaya yayılan fotonlar, sonsuz ışık hızıyla tutarlı olarak elektriksel geçirgenlik ve manyetik geçirgenlikte değişiklikler göstermelidir (çünkü ışık hızı ışık 1/SQRT(geçirgenlik *geçirgenlik) eşittir.Bu yüzden yıldızlardan dünyaya gelen ışık için gözlemlediğimiz optik tayfta bu değişiklikleri görmeliyiz.Ancak sonsuz bir ışığı gösterecek böyle tayfsal değişiklikler görmüyoruz. ışık hızı dünyaya doğru.Bu nedenle, bu Lisle'ın Hipotezinin YANLIŞ olduğunun AMPİRİK kanıtıdır.

Dr. Lisle: Peter'ın buradaki hataları, boş uzayın elektromanyetik geçirgenliğinin ve geçirgenliğinin bir şekilde ışığın tek yönlü hızını etkilediğini düşünmesindeki önceki hatalarından kaynaklanıyor. Ancak Dr. Carlo Giannoni'nin 1978'de gösterdiği gibi, bu yanlıştır. Atomlardaki enerji seviyeleri elektromanyetik sabitlere bağlıdır ve bu sabitler ışığın gidiş dönüş hızını belirler. Ancak Einstein'ın işaret ettiği gibi, ışığın tek yönlü hızı tamamen geleneksel bir koşuldur.

Peter: P11. YEDİNCİ. Dünya yüzeyine paralel yönlerde ışık hızındaki farklılıkları toplayabilen değiştirilmiş bir Michaelson-Morley interferometrisi (MMI) deneyi kurabiliriz. Bununla birlikte, HİÇBİR böyle bir MMI deneyi, dünya yüzeyine paralel ve dik olan ışık hızında bir fark göstermedi. [Bir örnek değiştirilmiş MMI. Yol = A-B-C. Birinci bacak = AB. İkinci ayak = ACB. Yatay MMI ile yapıcı etkileşim elde etmek için yol uzunluklarını ayarlayın. Şimdi MMI'yi kademeli olarak yataya göre değişen derecelerde, dikeye kadar eğin. EĞER ışığın dünyaya dik hızı, ışığın dünya yüzeyine paralel hızından FARKLIysa, o zaman MMI, paralel ve ışık hızı arasındaki farkla eşleşen bir düzende yapıcı girişime girip çıkmalıdır. dikey yönelimler.] Dolayısıyla bu, Lisle'ın Hipotezinin YANLIŞ olduğunun AMPİRİK kanıtıdır.

Dr. Lisle: Bu, bir başka doğrulama yanlılığı hatasıdır ve gerçekten bariz bir hatadır. Peter, ışığın gidiş dönüş hızını iki ortogonal yönde karşılaştırmayı ve aynı olduğunu göstermeyi öneriyor. Ancak ASC, ışığın gidiş-dönüş hızının her yönde aynı olmasını gerektirir. Yalnızca tek yönlü hızın izotropik olmaması şart koşulmuştur. Dolayısıyla, ışığın A'dan B'ye A'dan A'ya kuzey-güney yönünde bir gidiş-dönüş seyahati için aynı süreyi alması gerçeği, doğu-batı yönünde C'den D'ye C'ye bir gidiş-dönüş seyahati için gereken süreyi alır. ve ESC. Her iki sözleşme de, yoldan bağımsız olarak ışığın boşluktaki dönüş hızının c olduğunu kabul eder.

Peter: P12. SEKİZİNCİ. Eğer Lisle'ın hipotezi doğruysa, evrenin HER parçasını (yıldızlar, galaksiler vb.) SADECE zamanın bu anında olduğu gibi görüyoruz (çünkü Lisle'ın hipotezine göre ışığın hızı bize karşı sonsuzdur).

Dr. Lisle: Burada, Peter farkında olmadan anizotropik senkronizasyon kuralını (ASC) eleştirmekten anizotropik senkronizasyon modeline (ASM) geçiyor gibi görünüyor. İlki, ayırma konumlarında senkronize saatleri neyin oluşturduğunu tanımlamamıza izin veren şartlı bir sözleşmedir. İkincisi, Mukaddes Kitabın olayları tanımlarken anizotropik eşzamanlılık geleneğini kullandığı ve bu nedenle ASC tarafından senkronize edilen saatlerle ölçülen evrenin yaklaşık 6000 yaşında olduğu şeklindeki yanlışlanabilir iddiaya dayanan bir modeldir. ASC ile, kesinlikle evreni gerçek zamanlı olarak görüyoruz - tanım gereği. ASM doğruysa, o zaman gördüğümüz evren yaratılıştan bu yana yaklaşık 6000 yıl yaşlanmıştır ve çok uzak bölgeler biraz daha az yaşlanmıştır. Peter'ın bu önemli farklılık konusunda kafası karışmış görünüyor.

Peter: Eğer durum buysa, evrene baktıkça DAHA GENÇ yaşta sistematik bir görünüm beklemek için HİÇBİR neden yoktur. Yakınımızdan en uzak galaksilere kadar tüm galaksiler aynı (veya morfoloji ve davranış dağılımında benzer) görünmelidir. Ancak, gözlemlediğimiz bu DEĞİLDİR. Evrene baktığımızda, bizden 5-10-14 milyar ışıkyılı uzaklıktaki yıldızlara/galaksilere kıyasla, YAKINIMIZDA daha büyük bir Yaş Görünümü (yıldızlar ve galaksiler) görüyoruz. Daha fazla UZAK galaksi DAHA GENÇ görünüyor.

Dr. Lisle: Peter yaptı birçok hatalar burada. Mantık öğrencileri, Peter'ın şeyleştirme yanılgısına ilişkin hatasını kolayca anlayacaklardır. "Yaşın görünüşü" ifadesi her zaman bir şeyleştirme örneğidir, çünkü yaş kelimenin tam anlamıyla bir görünüme sahip değildir. Yaş, bir nesnenin başlangıcı ile şimdi arasındaki zaman tarihin bir kavramıdır. Yaşı tam anlamıyla göremezsiniz.

Dr. Lisle: İnsanlar genellikle bu hatayı yaparlar çünkü mantıklı bir tartışma yapmadıkları zaman, bilimsel olmayan, gayri resmi iletişimde şeyleştirme gibi konuşma şekillerini kullanmak tamamen kabul edilebilirdir. Bir kişinin “yaşına göre genç göründüğünü” söyleyebiliriz. Ama biz gerçek değiliz, çünkü yaş görülemez. O halde böyle bir konuşma figürü ile ne demek istiyoruz? Bir kişinin fiziksel, gözlemlenebilir özelliklere sahip olduğunu kastediyoruz. tipik daha genç bir kişinin. Ama görmüyoruz yaş daha doğrusu görüyoruz Fiziksel özellikleri genellikle belirli bir yaş aralığıyla ilişkilendirilir. Fakat belirli bir yaş için hangi fiziksel özelliklerin tipik olduğunu nasıl bilebiliriz? Bunu bilmenin tek yolu, doğduğunu gördüğümüz için ya da doğumlarına ilişkin belgelere (doğum belgesi ya da sözlü tasdik) sahip olduğumuz için yaşını bildiğimiz birçok insanı gözlemlemektir.

Dr. Lisle: Ama bu galaksiler için geçerli mi? Hiçbir ölümlü insan bir galaksinin doğduğunu görmedi. Doğumlarına dair tarihsel belgelere sahip miyiz? Galaksilerin yaratılışına dair tek bir görgü tanığı kaydı vardır - İncil. Ve İncil, galaksileri oluşturan yıldızların yaratılış haftasının 4. gününde yapıldığını öğretir. Milyonlarca yıllık galaksilerin yaşlarını belgeleyecek tarihi bir görgü tanığı ifadesi yoktur. Dolayısıyla, bir argümanın parçası olarak galaksilerin farklı yaşlarda “göründüğünü” iddia etmek şeyleştirme yanılgıdır. Sadece göründükleri gibi görünüyorlar.

Dr. Lisle: Ayrıca, Peter yine samandan adam yanılgısına düştü ve bu konuyu derinlemesine incelemediğini gösterdi. ASC modelinde, “evrende daha uzağa baktığımızda, DAHA GENÇ yaşta sistematik bir görünüm beklemek için HİÇBİR neden olmayacağını” iddia ediyor. Ancak teknik makalemde bunun tersini belirtiyorum. Bu, 9 numaralı dipnotta açıklanmıştır. Yani ASC modelinde, dünyadan çok uzaklardaki galaksiler yaşlanmış olacaktır. Daha az rölativistik etkiler nedeniyle 6000 yıldan fazla. Dolayısıyla, galaksiler sistematik bir şekilde yaşlanıyorsa ve yaratılışta morfolojilerinin mesafenin bir fonksiyonu olmadığını varsayarsak, o zaman yakın galaksiler ve aşırı uzak galaksiler arasında küçük sistematik farklılıklar görmeyi beklerdik.

Dr. Lisle: Peter ayrıca yakın galaksiler ile uzak galaksiler arasındaki herhangi bir farklılığın farklı yaşlanmadan kaynaklandığına dair temelsiz bir varsayımda bulundu. Ama bunu bir insan nasıl bilebilir ki? Belki de Tanrı galaksileri yerel grubumuzdan uzaklıklarına bağlı olarak sistematik farklılıklar yaratmıştır. Her dizi bir zaman dizisi değildir.

Peter: Morfoloji ve davranış olarak bize daha yakın olanlarla aynı görünmüyorlar. Dolayısıyla bu gözlem, bizden uzaktaki (gözlenebilir evrenin çevresine daha yakın olan) galaksilerin şu anda gördüğümüz ışığı yaydıklarında aslında DAHA GENÇ olmalarıyla tutarlıdır. Bu, Lisle'ın hipotezinin Yanlış olduğuna dair bir başka Ampirik Kanıttır.

Dr. Lisle: Burada Peter, doğrulama yanlılığının yanılgısını işlemiştir – kanıtın, alternatifi eşit derecede iyi desteklediğinde bir modeli desteklediğini iddia eder. Yani Peter, yakın ve uzak galaksiler arasında morfolojide gözlemlenen hafif sistematik farklılıkların standart seküler modelle tutarlı olduğunu iddia etti ve bunun ASC modelini çürüttüğünü düşünüyor. Ama ASC modelini inceleme zahmetine girseydi, onun da aynı tahmini yaptığını bulurdu.

Peter: P13. DOKUZUNCU. Lisle'ın hipotezi doğruysa ve ışık hızı sonsuzsa, o zaman yıldızlardan dünyaya enerji aktarım hızı sonsuz olmalıdır (yıldızlar fotonlar yayıldıktan sonra).

Doktor Lisle: Bu yanlış. Gözlemci tarafından alınan enerji aktarım hızı (joule/saniye) yalnızca birim zaman başına alınan fotonların sayısına ve bunların frekansına bağlıdır ve bunların hiçbiri senkronizasyon sözleşmelerinden etkilenmez. Bu fotonların hızı tamamen alakasız. Peter hızı güçle karıştırıyor.

Dr. Lisle: Örneğin, uzaktaki bir kaynak, bir gözlemciye saniyede X sayıda foton yayabilir. Gözlemci kaynağa göre durağan ise, o kaynaktan saniyede yalnızca X sayıda foton alabilir. Fotonların kaynaktan gözlemciye ulaşmasının ne kadar sürdüğü tamamen önemsizdir. Anında ulaşırlarsa, saniyede X foton gözlemler. Bin yıl sürerse, saniyede X foton gözlemler. Birim zamanda aktarılan enerji aynıdır ve bu nedenle senkron konvansiyonlarından veya tek yönlü hızlardan etkilenmez.

Peter: Bu, gece gökyüzünün her parçasının bir yıldızın yüzeyiyle aynı sıcaklıkta olması gerektiği anlamına gelir (çünkü gece gökyüzündeki yıldızların ve galaksilerin yoğunluğu, gece gökyüzünde hangi yöne bakarsanız bakın, bu yön bir yıldız veya galaksiyle kesişecektir).

Dr. Lisle: Peter'ın buradaki iddiası, kendi belirttiği öncüllerinden bile mantıklı bir sonuç çıkarmıyor. Buradaki yorumları, Olbers Paradoksunun yanlış anlaşıldığını yansıtıyor gibi görünüyor. Vardığı sonucun izleyebileceği tek yol, birkaç ifade edilmemiş varsayımın doğru olup olmadığıdır. Örneğin, Peter (1) görünür evrenin sonsuz sayıda yıldız içerdiğini ve (2) evrenin parlaklığının uzaklığın bir fonksiyonu olarak 1/r^a'dan daha yavaş düştüğünü varsaymak zorunda kalacaktı, burada a'dır. 1'den büyük

Dr. Lisle: Ama elbette, bu iki varsayımın doğru olup olmadığını Tanrı'dan başka kimse bilemez. Görünür evrendeki yıldızların sayısı pekala sonlu olabilir, bu durumda Peter'ın iddiası ("gece gökyüzünde hangi yöne bakarsanız bakın, bu yön bir yıldız veya galaksiyle kesişecektir") yanlıştır. Ayrıca, evren sonsuz sayıda yıldız içerse bile, r uzaklığı ve dr kalınlığındaki belirli bir küresel kabuktaki tüm yıldızların toplam parlaklıkları 1/r^a'dan daha hızlı düşerse, gece gökyüzü yine karanlık olurdu. 1'den büyüktür. 1/r^a'nın r'den integrali0 sonsuzluğa sonlu 1'den büyük herhangi bir güç (a) için.

Peter: Bu, IF Lisle'ın hipotezi doğruysa, tüm gece gökyüzünün güneşin yüzeyi kadar parlak olması gerektiği anlamına gelir (çünkü güneş yüzey sıcaklığı açısından ortalama bir yıldızdır). Ancak, Gece Gökyüzü Karanlıktır ve güneşin yüzeyi kadar parlak DEĞİLDİR. Dolayısıyla bu, Lisle'ın Hipotezinin YANLIŞ olduğunun AMPİRİK kanıtıdır.

Dr. Lisle: Yani, Peter'ın iddiası başka bir saman adam yanılgısı olarak ortaya çıkıyor. ASC modeli, gözlenen karanlık bir gece gökyüzünü tahmin eder.

Peter: SONUÇ C1. Lisle'ın Tek Yönlü Işık Hipotezi Ampirik Olarak Yanlışlandı.

Dr. Lisle: Peter'ın öncüllerinin/iddialarının hiçbiri doğru olmadığı için argümanı sağlam değil. Sonuç: Özellikle konuyla ilgili eğitimsiz kişiler tarafından yapıldığında, hakemli olmayan internet iddialarına çok fazla stok koymayın. Bu konuda eğitim almak istiyorsanız, “geleneksellik tezi” üzerine bazı makaleler okumanızı tavsiye ederim. 20. yüzyıldaki birçok bilim adamı geleneksellik tezini savundu (ve birkaçı buna başarısız oldu) - ışığın tek yönlü hızının geleneksel olduğu ve önceden zımnen varsayılmadan ölçülemediği gerçeği. Einstein'ın kendisi, görelilik üzerine yazdığı ilk kitabında tezi kısaca savundu. “Einstein'ın Fiziği” kitabımda konuyla ilgili birkaç bölüm var. Ayrıca, M. Jammer'ın “Antik Çağdan Einstein ve Ötesine Kadar Eşzamanlılık Kavramları” kitabı, konuyla ilgili teknik literatürün oldukça ayrıntılı bir özetini sunar.

[1] Lisle, J., Anisotropic Synchrony Convention—A Solution to the Distant Starlight Problem, Answers Research Journal, Cilt 3, s. 191-207, Eylül 2010. https://answersingenesis.org/astronomy/starlight/anisotropic -eşzamanlı-kural-uzak-yıldız-ışığı-problemi/

[2] Lisle, J. Astronomi Yaratılışı Ortaya Çıkarıyor.

[3] Peter ayrıca fiziksel evrenin sınırsız olmadığını varsaymıştır. Bu kanıtlanmamış bir varsayımdır.

[4] Bu şekilde, netlik için ses dalgalarını enine olarak gösterdik. Ses dalgaları aslında sıkıştırıcıdır, ki bunu açıklamak daha zordur. Ancak mesele aynı kalır: Bir dalganın var olması için tam bir dalga boyuna sahip olması gerekmez. Işık dalgaları eninedir.


Videoyu izle: Yıldızlar Yaşlanınca Gezegene Mi Dönüşür? (Eylül 2022).