Redshift vs. Deslocamento Doppler Cinemático
Uma galáxia que está em deslocamento para o vermelho z = 10, corresponde a v≈80% do c. A massa da Via Láctea está ao redor1011M⊙, se considerarmos a matéria escura, é 1012M⊙. Nossa Via Láctea é, portanto, massiva. Se ele se mover a 80% dec, não se encaixa no conceito geral de como os objetos se movem.
Nós sabemos,
$$ \ frac {v_r} {c} = \ frac {\ lambda_ {obs} - \ lambda {rest}} {\ lambda_ {rest}} $$
Para pequenos valores de z,
$$ z = \ frac {v_r} {c} = \ frac {\ lambda_ {obs} - \ lambda_ {rest}} {\ lambda_ {rest}} $$
No gráfico a seguir, a classe entre fluxo e comprimento de onda, existem linhas de emissão no topo do continuum. DeH-α informações de linha, podemos concluir que aproximadamente z = 7. Isso implica que a galáxia está se movendo a 70% dec. Estamos observando uma mudança e interpretando-a como velocidade. Devemos nos livrar dessa noção e olhar parazde uma maneira diferente. Imagine o espaço como uma grade 2D representando o universo, conforme mostrado abaixo.
Considere a estrela negra como a nossa Via Láctea e a estrela azul como alguma outra galáxia. Quando registramos a luz desta galáxia, vemos o espectro e descobrimos seu desvio para o vermelho, ou seja, a galáxia está se afastando. Quando o fóton foi emitido, ele tinha velocidade relativa.
E se o espaço estivesse se expandindo?
É um desvio para o vermelho instantâneo do fóton. Redshifts cumulativos ao longo do espaço entre duas galáxias tenderão a um grande redshift. O comprimento de onda mudará finalmente. É a expansão do espaço, e não o movimento cinemático das galáxias.
A imagem a seguir mostra se a gravidade mútua supera a expansão, então isso não está participando da lei de Hubble.
No Doppler Shift cinemático, o desvio para o vermelho é induzido em um fóton no momento da emissão. Em um Redshift cosmológico, em cada etapa, ele está ficando cumulativamente redshift. Em um potencial gravitacional, um fóton ficará azul deslocado. À medida que sai do potencial gravitacional, ele é desviado para o vermelho.
De acordo com a Teoria da Relatividade Especial, dois objetos que passam um pelo outro não podem ter uma velocidade relativa maior do que a velocidade da luz. A velocidade de que falamos refere-se à expansão do universo. Para grandes valores de z, o redshift é cosmológico e não uma medida válida da velocidade recessional real do objeto em relação a nós.
O Princípio Cosmológico
Origina-se do Copernicus NotionDo universo. De acordo com essa noção, o universo é homogêneo e isotrópico. Não há direção e localização preferenciais no universo.
Homogeneidade significa que não importa em que parte do universo você reside, você verá que o universo é o mesmo em todas as partes. Natureza isotrópica significa que não importa para qual direção você olhe, você verá a mesma estrutura.
Um exemplo adequado de homogeneidade é um campo de arroz. Parece homogêneo em todas as partes, mas quando o vento flui, há variações em sua orientação, portanto, não é isotrópico. Considere uma montanha em um terreno plano e um observador está parado no topo da montanha. Ele verá a natureza isotrópica da terra plana, mas não é homogênea. Se em um universo homogêneo, é isotrópico em um ponto, é isotrópico em todos os lugares.
Tem havido pesquisas em grande escala para mapear o universo. Sloan Digital Sky Surveyé uma dessas pesquisas, que não focou muito na declinação, mas na ascensão reta. O tempo de lookback é de cerca de 2 bilhões de anos. Cada pixel corresponde à localização de uma galáxia e a cor corresponde à estrutura morfológica. A cor verde representava a galáxia espiral azul, enquanto a falsa cor vermelha indicava galáxias massivas.
As galáxias estão em uma estrutura filamentar em uma teia cosmológica e existem vazios entre as galáxias.
$ \ delta M / M \ cong 1 $ ie, a flutuação da distribuição da massa é 1 M é a massa da matéria presente dentro de um dado cubo. Neste caso, pegue o cubo de 50 Mpc de volume.
Para um lado do cubo de 1000 Mpc, $ \ delta M / M \ cong 10 ^ {- 4} $.
Uma maneira de quantificar a homogeneidade é considerar as flutuações de massa. As flutuações de massa serão maiores em escalas inferiores.
Para quantificar a natureza isotrópica, considere a radiação cósmica de fundo em microondas. O Universo é quase isotrópico em grandes escalas angulares.
Pontos para lembrar
Dois objetos passando um pelo outro não podem ter uma velocidade relativa maior do que a velocidade da luz.
O Princípio Cosmológico afirma que o universo é homogêneo e isotrópico.
Essa homogeneidade existe em uma escala angular muito grande e não em escalas menores.
SDSS (Sloan Digital Sky Survey) é um esforço para mapear o céu noturno, verificando o Princípio Cosmológico.