Zawartość
- TL; DR (Too Long; Didnt Read)
- Jak obliczyć rok świetlny lub inną odległość świetlną
- Odległości kosmologiczne i przesunięcie ku czerwieni
- Znalezienie kosmologicznego dystansu
Wiele osób nie rozumie, czym jest „rok świetlny”. Chociaż brzmi to jak miara czasu, ponieważ obejmuje rok, w rzeczywistości jest to odległość. W pewnym sensie jest to odległość wyrażona jako prędkość światła, więc możesz także zastosować inne miary, takie jak dzień świetlny lub nawet sekunda świetlna. Jest to jednak tylko część historii, ponieważ odległości w kosmicznej skali komplikuje ekspansja struktury czasoprzestrzeni. Obliczanie roku świetlnego jest łatwe, wystarczy pomnożyć prędkość światła przez liczbę sekund w ciągu roku, ale obliczenie kosmologicznych odległości nie jest takie łatwe. Przesunięcie ku czerwieni obiektu jest najłatwiejszą rzeczą do obiektywnego zdefiniowania, ale są też inne pojęcia, takie jak odległość zbliżania, które mogą być również przydatne.
TL; DR (Too Long; Didnt Read)
Znajdź odległość pod względem światła za pomocą wzoru:
reL. = ct
Gdzie do jest prędkością światła, reL. to odległość, a t to okres. Dla roku świetlnego:
Rok świetlny = prędkość światła × liczba sekund w roku
Odległości kosmologiczne można znaleźć za pomocą kalkulatora kosmologicznego i przesunięcia ku czerwieni przedmiotowego obiektu.
Jak obliczyć rok świetlny lub inną odległość świetlną
Oblicz rok świetlny za pomocą prostej formuły:
Rok świetlny = prędkość światła × liczba sekund w roku
Prędkość światła jest zwykle oznaczana symbolem do, a jeśli pomnożysz go przez dowolny okres czasu (t), otrzymasz „odległość światła” (reL.) z obliczeń. Abyś mógł napisać:
reL. = ct
Prędkość światła wynosi około 2,998 × 108 metrów na sekundę, więc rok świetlny wynosi:
Rok świetlny = 2.998 × 108 m / s × 365,25 dni / rok × 24 godziny / dzień × 60 minut / godzinę × 60 sekund / minutę
= 9.46 × 1015 m
W obliczeniach wykorzystano 365,25 dni w roku, aby uwzględnić lata przestępne. Podobnie dzień świetlny to:
Jasny dzień = 2,998 × 108 m / s × 24 godziny / dzień × 60 minut / godzinę × 60 sekund / minutę
= 2.59 × 1013 m
Odległości kosmologiczne i przesunięcie ku czerwieni
Odległości w skali kosmologicznej są skomplikowane, ponieważ cały materiał czasoprzestrzeni stale się powiększa. Na przykład, jeśli zbliża się do nas sygnał świetlny z odległej galaktyki, porusza się z prędkością światła i prawdopodobnie podróż trwa setki milionów lat. W tym czasie sama przestrzeń się rozszerzyła, a więc odległość jest jeszcze większa niż na początku podróży. To sprawia, że naprawdę trudno jest zdefiniować, co to naprawdę znaczy powiedzieć, że coś przemierzyło pewną odległość w przestrzeni. Odległość „towarzysząca” powiększa się wraz z przestrzenią, więc odpowiada na ten problem, ale nadal nie jest odpowiednia do wszystkich celów.
Najbardziej obiektywną miarą odległości w przestrzeni jest „przesunięcie ku czerwieni”. Mierzy to, jak bardzo fala świetlna „rozciągnęła się” (przybliżając ją do czerwonego końca spektrum) z powodu ekspansji przestrzeni podczas podróży. Jeśli podróżuje dalej, bardziej przesunąłaby długość fali światła.
Przesunięcie ku czerwieni (z) definiuje się jako:
z = (λobs – λodpoczynek) / λodpoczynek
Gdzie λ jest symbolem długości fali, a indeksy „obs” i „reszta” oznaczają obserwowaną długość fali oraz długość fali w ramce odniesienia, w której została odpowiednio wyemitowana. Długość fali można znaleźć, gdy była emitowana na podstawie standardowych wartości uzyskanych w laboratorium, ponieważ różne substancje absorbują i emitują światło w określonych częściach widma.
Znalezienie kosmologicznego dystansu
Znalezienie kosmologicznych odległości jest dość trudne. Chociaż możesz to obliczyć, najlepszym rozwiązaniem jest użycie kalkulatora kosmologicznego z wprowadzonymi już niektórymi standardowymi parametrami. Wprowadź przesunięcie ku czerwieni obiektu, dla którego chcesz znaleźć odległość, używając parametrów sugerowanych przez kalkulator, a zwróci on wiele miar odległości, w tym odległość zbliżającą się i czas podróży światła. Możesz pomnożyć czas podróży światła (przeliczony na sekundy, jak w pierwszej części) przez prędkość światła, aby znaleźć odległość przebytą przez samo światło.