Kalibrace metod měření vzdáleností ve vesmíru

KALIBRACE METOD MĚŘENÍ VZDÁLENOSTÍ VE VESMÍRU

Ostrava

1. ÚVOD

Měření vzdáleností galaxií a objektů ve vesmíru je jednou z nejdůležitějších a nejobtížnějších úloh současné kosmologie. Také v této oblasti výzkumu došlo v posledních dvou desetiletích k posunu našich znalostí.

O tento posun se zasloužili, přes ignoraci mainstreamu, i tři čeští fyzikové Palmerová, Bičan, Zářický. Marie Palmerová odhalila chyby v současné kategorizaci hvězd podle svítivosti. Bohumil Zářický podal dvě řešení Einsteinovy rovnice gravitačního pole z roku 1915. O mém přínosu pro fyziku, teorii gravitace a kosmologii hovoří třicet šest mnou publikovaných originálních fyzikálních prací.

K měření vzdálenosti pro vzdálené galaxie a objekty používá současná kosmologie tři metody. Jsou to metoda kosmologického posuvu spekter KPS, metoda cefeid CEFE a metoda supernov SN1a. Metoda KPS nenavazuje na soustavu SI. Vzdálenost galaxie je zde měřena relativním červeným posuvem spekter z. Tím, že jsem v práci [ 1 ] stanovil současnou hodnotu expanzního poloměru hmotného vesmíru, otevřela se cesta k transformaci metody KPS do soustavy jednotek SI.

Galaxie M100 v souhvězdí Vlasů Bereniky je tím svatým grálem, který umožňuje kalibraci všech tří metod měření vzdáleností galaxií a objektů ve vesmíru. Jsou známa data o červeném posuvu spektra galaxie M100, o periodách jasnosti místních cefeid a o charakteristikách supernovy SN2006X, která byla objevena v této galaxii ještě před maximem své jasnosti, v únoru roku 2006.

To vše dává dobrý předpoklad, že budou správně stanoveny hodnoty rozhodujících parametrů u jednotlivých metod tak, aby byla zajištěna návaznost a duplicita všech tří metod měření vzdáleností ve vesmíru.

2. BIČANOVA METODA KPS

Červený posuv čar spekter z je dán podílem vlnové délky λ spektrální čáry prvku v dopadajícím paprsku světla a vlnové délky λo spektrální čáry téhož prvku získané v laboratorních podmínkách na Zemi.

….......................... z = (( λ / λo ) - 1 ) ….[ - ] ….....................................( 1 )

Pro vzdalující se galaxii je poměr vlnových délek ( λ / λo ) > 1.

V práci [ 1 ] jsem objevil kosmologický zákon pro expanzní poloměr hmotného vesmíru:

….........................a = b(v)^1/3 x T^2/3 [ m ] …............................................( 2 )

kde b(v) je konstanta progrese hmotného vesmíru, T je stáří vesmíru.

Transformace metody červeného posuvu čar spekter do soustavy SI spočívá v tom, že současné stáří vesmíru rozděléme na ( z(m) + 1 ) částí. Současnou maximální hodnotu červeného posuvu čar z(m) =10,564 jsem odvodil v práci [ 2 ]. Tím získáme počáteční souřadnici času To. Dosazením do rovnice ( 2 ) získáme počáteční vzdálenost metody Ro.

Počáteční souřadnice času:

…........................To = T8 / ( z(m) + 1 ) [ s ] ….................................( 3 )

Počáteční vzdálenost metody:

….........................Ro = b(v)^1/3 x To^2/3 [ m ] …....................................( 4 )

Vzdálenost objektu R se pak určí takto:

…........................R = Ro x ( z + 1 )^2/3 [ m ] …..................................( 5 )

TAB 1 - Bičanova metoda KPS

Řádek 1 tabulky se vztahuje ke galaxii M100. Poslední řádek tabulky se vztahuje k současnému expanznímu poloměru hmotného vesmíru.

V řádku 1 jsme obdrželi vzdálenost galaxie M100 v hodnotě 123,8 Mpc. Tato vzdálenost galaxie M100 je normativní vzdáleností pro kalibraci ostatních dvou metod.

3. KALIBRACE METOD MĚŘENÍ VZDÁLENOSTÍ VE VESMÍRU

Kalibrace metody KPS byla provedena v předcházející kapitole. Vzdálenost objektů je zde vázaná na Bičanův expertní model hmotného vesmíru.

Metoda cefeid CEFE pro stanovení vzdálenosti galaxií a objektů využívá teoretickou hvězdnou velikost mt, Palmerové zákon o relativním zářivém výkonu cefeid a Pogsonovu rovnici pro výpočet vzdálenosti. Astronomické zákony Palmerové [ 3 ] přiřazují hvězdám nové hodnoty zářivého výkonu L. Mění se tím absolutní hvězdná velikost M a celá škála relativních hvězdných velikostí m je posunuta o více než dvě magnitudy k vyšším hodnotám teoretické hvězdné velikosti mt.

Iterační proměnnou pro kalibraci metody CEFE je teoretická hvězdná velikost mt. Z dat katalogů jsem odvodil empirický vzorec pro stanovení teoretické hvězdné velikosti. Výpočet teoretické hvězdné velikosti mt zahrnuje vizuální hvězdnou velikost m a chybu dm. Chyba dm zahrnuje vliv dosud nesprávného stanovení zářivého výkonu hvězd, vliv extinkce a subjektivní chyby.

Metoda supernov SN1a zahrnuje navíc upřesnění hodnoty absolutní hvězdné velikosti M supernov SN1a. Její nová hodnota je standardní svíčka. Iterační proměnnou pro kalibraci této metody je hodnota absolutní hvězdné velikosti M.

TAB 2

V této práci jsem použil svou metodu KPS [ 4 ] pro stanovení vzdálenosti nejvzdálenějších galaxií ve vesmíru. Metody CEFE a SN1a byly zrekonstruované a o řád zpřesněné. Všechny tři metody měření vzdálenosti galaxií ve vesmíru byly navzájem zkalibrované.

Stanovil jsem zde také hodnotu konstanty absolutní hvězdné velikosti M pro metodu supernov ve výši M = - 18,72 magnitud.

Hodnocení účinnosti vakcinace na Covid – 19:

http://www.bicanr.sweb.cz/VZDmPB.html

Literatura:

[ 1 ] Bičan R.: Kosmologické modely a expandující hmotný vesmír, internet r. 2019

[ 2 ] Bičan R.: Bičanova kosmologie, internet r. 2013

[ 3 ] Palmerová M.: Astronomie Palmerové, internet r. 2015

[ 4 ] Bičan R.: Rudý posuv čar a kosmologické pravítko, internet r. 2005.

konec *****