KALIBRACE METOD MĚŘENÍ VZDÁLENOSTÍ VE VESMÍRU



© Rostislav Bičan

Ostrava





1. ÚVOD



Měření vzdáleností galaxií a objektů ve vesmíru je jednou z nejdůležitějších a nejobtížnějších ůloh 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 stanovany 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 prvku získané v laboratorních podmínkách na Zemi.



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



Pro vzdalující se galaxii je z > 1.



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



.........................a = b(v)1/3 x T2/3 [ 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 To2/3 [ 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 hmotnéko 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.

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

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



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 také hodnotu konstanty absolutní hvězdné velikosti M pro metodu supernov SN1a ve výši M = - 18,72 magnitud.





Výpočet vzdálenosti hvězd metodou Palmerová – Bičan:

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



Copyright © 2020 by Rostislav Bičan. All rights reserved.









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 *****