Реальные размеры и расстояния в космосе.

[Тать]

Сторонники и противники сокращения длины похоже пришли к концу обсуждения. Чтобы не скучать, предлагаю обсудить: кто что знает и как себе представляет определение размеров и расстояний в космосе, вселенной. Погрешности в этом деле неимоверно большие, настолько, что количество может переходить в качество: принятая картина мира сильно отлична от действительной, происходящее и происходившее тоже отлично от принятого понимания, скорее соглашения.
Начнем с методов, кто что о них знает?

[prohorovav]

Лично мне известно несколько методов: годичный параллакс, измерение расстояний по цефеидам, измерение по красному смещению. Но после прочтения темы "Сомнения в теории расширения вселенной", мне последний перестал внушать доверие.

[george telezhko]

Единственно надежным методом мне кажется метод использования параллакса. Все остальное - более косвенное и подозрительное

[prohorovav]

Ну да, мне вот как раз тоже так кажется. Обидно однако, что этот самый надёжный метод не позволяет мерить расстояние до очень далёких объектов. Собственно, именно поэтому были изобретены другие методы.

[Тать]

В астрономии нет единого универсального способа определения расстояний. По мере перехода от близких небесных тел к более далеким одни методы определения расстояний сменяют другие, служащие, как правило, основой для последующих. Точность оценки расстояний ограничивается либо точностью самого грубого из методов, либо точностью измерения астрономической единицы длины (а.е.), величина к-рой по радиолокац. измерениям известна со среднеквадратичной погрешностью 0,9 км и равна (149597867,9⁺-  0,9) км. С учетом различных измерений а.е. Международный астрономич. союз принял в 1976 г. значение 1 а.е. =149597870⁺-  2 км.

Ср. расстояние r планеты от Солнца (в долях а.е.) находят по периоду ее обращения T:
 корень 3 степ из Т² Расстояния до Луны и планет с высокой точностью определены методами радиолокации

Расстояние r до близкой звезды, определяемое по величине ее тригонометрич. параллакса  равно: r=206265"/ парл" где " =секунды дуги.
1парсек = 1 пк=206265 а.е.= 3.086*10¹⁸см. Световой год равен 0,307 пк
Нижний предел измерений тригонометрич. параллаксов ~ 0,01", поэтому с их помощью можно измерять расстояния, не превышающие 100 пк (с относит. погрешностью 50%).
При расст.=100 пк и такой погрешности мин=50 и макс=150 оценки отличаются в 3 раза.

Фотометрический метод определения расстояний основан на том, что освещенности, создаваемые одинаковыми по мощности исчтониками света, обратно пропорциональны квадратам расстояний до них. Выражение освещенностей в звездных величинах (m - видимая, M - абсолютная звездная величина) приводит к следующей осн. ф-ле фотометрич. расстояний
 r_ф (пк): lg r_ф=0.2(m-M)+1 Абс. величины  можно находить с погрешность до 0,5m. Эта погрешность соответствует относительной погрешности  30% при определении r_ф

Для долгопериодических цефеид установлена зависимость период-светимость, согласно к-рой, чем короче период колебаний блеска, тем цефеида слабее по абс. величине.Погрешность определения расстояний по цефеидам составляет для звездных скоплений в среднем 40%

В нек-рых галактиках наблюдаются яркие газовые туманности. Оказалось, что линейные размеры наибольших туманностей в галактиках почти одинаковы. Поэтому, измерив угловые размеры d" ярчайшей туманности в к.-л. галактике, можно определить расстояние r до этой галактики. Данный способ применим к спиральным и неправильным галактикам до расстояний  15 Мпк. Погрешность этого метода - не менее 10%.

Определение расстояний по красному смещению r=cz/H (Мпк). где H - постоянная Хаббла z- красное смещение. Для галактик с z>0,5 зависимость  принимает более сложный вид и неодинакова для различных космологич. моделей Вселенной. Постоянная Хаббла имеет значение 50-100 (км/с)/Мпк. То есть погрешность в 2 раза.
До 500 Мпк система внегалактич. расстояний (фотометрич. и хаббловских) проверена прямыми определениями расстояний до сверхновых звезд по измерениям их поверхностных темп-р и скоростей расширения оболочек. Надежных оценок значительно больших расстояний пока нет.

Точности мягко говоря весьма условны. Альтернативно светлые умы нашего форума имеют возможность предложить выход из положения, новые идеи по части оценки расстояний.  


 

[hoarfrost]

sas,

1. Скажите пожалуйста, откуда у вас эти данные?

2. Вот вы говорите:

Расстояние r до близкой звезды, определяемое по величине ее тригонометрич. параллакса  равно: r=206265"/ парл" где " =секунды дуги.
1парсек = 1 пк=206265 а.е.= 3.086*1018см. Световой год равен 0,307 пк
Нижний предел измерений тригонометрич. параллаксов ~ 0,01", поэтому с их помощью можно измерять расстояния, не превышающие 100 пк (с относит. погрешностью 50%).

И как же тогда при помощи параллакса было измерено расстояние до M33?

[anovikov]

Никак. Никто межгалактические расстояния параллаксом не мерил.

Метод газовых туманностей для меня новость. Неужели он и вправду настолько точен? Точнее цефеид? Как была проверена такая точность?

[Дмитрий Вибе]

Никак. Никто межгалактические расстояния параллаксом не мерил.

Да, там был не параллакс, а позиционные наблюдения мазеров.

[hoarfrost]

Никак. Никто межгалактические расстояния параллаксом не мерил.

Да, там был не параллакс, а позиционные наблюдения мазеров.

Да! Точно! Вспомнил!

We measured the angular rotation and proper motion of the Triangulum Galaxy (M33) with the Very Long Baseline Array by observing two H2O masers on opposite sides of the galaxy. By comparing the angular rotation rate with the inclination and rotation speed, we obtained a distance of 730 +/- 168 kiloparsecs. This distance is consistent with the most recent Cepheid distance measurement. M33 is moving with a velocity of 190 +/- 59 km/s relative to the Milky Way. These measurements promise a new method to determine dynamical models for the Local Group and the mass and dark matter halos of M31, M33 and the Milky Way.

[Сканг]

Единственно надежным методом мне кажется метод использования параллакса. Все остальное - более косвенное и подозрительное

Самый надежный - штангенциркуль

[Che]

В нек-рых галактиках наблюдаются яркие газовые туманности. Оказалось, что линейные размеры наибольших туманностей в галактиках почти одинаковы. Поэтому, измерив угловые размеры d" ярчайшей туманности в к.-л. галактике, можно определить расстояние r до этой галактики. Данный способ применим к спиральным и неправильным галактикам до расстояний  15 Мпк. Погрешность этого метода - не менее 10%.

Такое соотношение имеется лишь в Стационарной Вселенной. В расширяющейся Вселенной зависимость другая - имется локальный минимум при z=1 (примерно), затем видимые угловые размеры должны увеличиваться с ростом z.  Чего в реальности не наблюдается. Проверено академиком Троицким В.С.

Определение расстояний по красному смещению r=cz/H (Мпк). где H - постоянная Хаббла z- красное смещение. Для галактик с z>0,5 зависимость  принимает более сложный вид и неодинакова для различных космологич. моделей Вселенной. Постоянная Хаббла имеет значение 50-100 (км/с)/Мпк. То есть погрешность в 2 раза.
До 500 Мпк система внегалактич. расстояний (фотометрич. и хаббловских) проверена прямыми определениями расстояний до сверхновых звезд по измерениям их поверхностных темп-р и скоростей расширения оболочек. Надежных оценок значительно больших расстояний пока нет.

Есть еще формула по z - для Стационарной Вселенной
R=Ro*ln(z+1)
Именно для такой шкалы расстояний оказалось, что для любого выбранного направления расстояние между стенками ячейстой структуры Вселенной имеют периодичность. (проверил Н.Жук)
 

[IAR]

Самый надежный - штангенциркуль.

Микрометр лучше! 

[Тать]

Ответ всем на вопрос: откуда взял данные
http://www.astronet.ru/db/msg/1188617

[hoarfrost]

Ответ всем на вопрос: откуда взял данные
http://www.astronet.ru/db/msg/1188617

Спасибо за ссылку, sas!
В связи с прочитанным у меня возник вопрос - а что имеется ввиду под погрешностью метода? Особенно в связи с обсуждаемое темой? Это погрешность метода применительно к отдельно взятому измерению, или же она относится к масштабам Вселенной, которые мы получаем используя его? Ведь если это погрешность отдельно взятого измерения, то при многочисленных "опытах" она может значительно скомпенсироваться... или всё-таки не может?