الفلك

طريقة العنقود المتحرك لتحديد مسافة الهايدز. مشكلة بداية

طريقة العنقود المتحرك لتحديد مسافة الهايدز. مشكلة بداية

أنا حاليًا أتابع فصلًا من معمل علم الفلك الرصدي. سأقدم وصفًا موجزًا ​​للطريقة أولاً ثم انتقل إلى السؤال ، لذلك نرحب بأي شخص لقراءة المنشور بأكمله أو الانتقال مباشرةً إلى المشكلة. السؤال الحالي حول طريقة Moving-Cluster ، التي أقتبس منها من Wikipedia

في القياس الفلكي ، تعتبر طريقة العنقود المتحرك وطريقة النقطة المتقاربة وثيقة الصلة وسائل ذات أهمية تاريخية في المقام الأول لتحديد المسافة إلى عناقيد النجوم. تم استخدامها في عدة مجموعات قريبة في النصف الأول من القرن العشرين لتحديد المسافة. تم استبدال هذه الطريقة الآن إلى حد كبير بمقاييس مسافة أخرى ، وعادة ما تكون أكثر دقة.

يمكن للمرء أن يجد المزيد هنا http://pages.uoregon.edu/soper/Stars/movingcluster.html. وصف موجز للطريقة كالتالي:

من الصور الملتقطة ، على سبيل المثال ، بعد 10 سنوات ، يمكننا أن نرى أن نجمًا من العنقود قد تحرك. (لها حركة مناسبة.) لنفترض أن الحركة المناسبة هي زاوية μ. ثم الزاوية θ هي الزاوية بين نقطة التقارب والنجم أو الزاوية بين السرعة الشعاعية والماسية للنجم المتحرك

إذا عرف المرء الزاوية θ ، فسيكون قادرًا على إيجاد حركة النجمة وفي النهاية ، يحسب المسافة ، من خلال العلاقات المستخلصة التي تبدأ بـ $ v_t = v_r tan θ.

سؤال أنا أعرف ال الانحراف و ال الصعود الصحيح لكل من النجم والنقطة المتقاربة.

مشكلتي هي إيجاد الزاوية θ. في التمرين ، طُلب مني إيجاد الزاوية بين النجم والنقطة المتقاربة ، أي θ ، باستخدام حساب المثلثات الكروية. استمر عقلي في استخدام علاقة جيب التمام:

$$ cos a = cos b cos c + sin b sin c cos A ، $$ للمثلث

ولكن ، على الرغم من أن الأمر قد يكون بسيطًا ، إلا أنني لا أستطيع أن أفهم مكان تنفيذ هذا المثلث. ما هي الزوايا في مشكلتي. أينما نظرت ، يتم أخذ الزاوية على أنها مضمونة.

لذا ، هل يجب أن أستخدم شيئًا مثل المثلث؟ إذا كانت الإجابة بنعم ، فما هو المثلث؟ هل يجب أن تكون الشمس على زاوية واحدة كما في الصورة أعلاه مع نقطة الالتقاء؟ هل يجب أن أحدد مثلثًا آخر؟ في النهاية ، لأي مثلث فكرت فيه ، كيف سأحسب الأضلاع المطلوبة؟ لاحظ أنني أعرف ملف الصعود الصحيح و ال الانحراف لكل من النقطة المتقاربة والنجم.


الزاوية التي تبحث عنها $$ cos theta = sin delta_1 sin delta_2 + cos delta_1 cos delta_2 cos (a_1-a_2) ، $$ حيث $ (a_1، delta_1) $ هي RA و Dec للنجم و $ (a_2، delta_2) $ RA و Dec للنقطة المتقاربة.


المنظر

المنظر هو إزاحة أو اختلاف في الموضع الظاهري لجسم يُنظر إليه على طول خطي رؤية مختلفين ، ويقاس بزاوية أو نصف زاوية الميل بين هذين الخطين. [1] [2] نظرًا للتقصير المسبق ، تُظهر الأجسام القريبة اختلافًا أكبر من الأجسام البعيدة عند ملاحظتها من مواضع مختلفة ، لذلك يمكن استخدام اختلاف المنظر لتحديد المسافات.

لقياس المسافات الكبيرة ، مثل مسافة كوكب أو نجم عن الأرض ، يستخدم علماء الفلك مبدأ اختلاف المنظر. هنا ، المصطلح المنظر هي نصف زاوية الميل بين خطي رؤية للنجم ، كما لوحظ عندما تكون الأرض على جانبي الشمس في مدارها. [أ] تشكل هذه المسافات أدنى درجة لما يسمى "سلم المسافة الكونية" ، وهي الأولى في سلسلة متوالية من الطرق التي يحدد بها علماء الفلك المسافات إلى الأجرام السماوية ، والتي تعمل كأساس لقياسات المسافات الأخرى في علم الفلك والتي تشكل المستوى الأعلى درجات السلم.

يؤثر المنظر أيضًا على الأدوات البصرية مثل نطاقات البنادق والمناظير والمجاهر والكاميرات الانعكاسية ثنائية العدسة التي ترى الأشياء من زوايا مختلفة قليلاً. العديد من الحيوانات ، جنبًا إلى جنب مع البشر ، لها عينان مع مجالات بصرية متداخلة تستخدم المنظر لاكتساب إدراك عميق ، تُعرف هذه العملية باسم التجسيم. في رؤية الكمبيوتر ، يتم استخدام التأثير للرؤية المجسمة للكمبيوتر ، وهناك جهاز يسمى parallax rangefinder الذي يستخدمه للعثور على النطاق ، وفي بعض الاختلافات أيضًا الارتفاع إلى الهدف.

يمكن رؤية مثال يومي بسيط على اختلاف المنظر في لوحة القيادة للسيارات التي تستخدم مقياس سرعة غير مزود بشاشة LCD. عند النظر إليها من الأمام مباشرة ، قد تظهر السرعة 60 بالضبط ، ولكن عند النظر إليها من مقعد الراكب ، قد تظهر الإبرة لتظهر سرعة مختلفة قليلاً ، بسبب زاوية الرؤية.


تأتي النيازك في جميع الأحجام ، من حبيبات الرمل إلى الصخور القاتلة للديناصورات.
يتبع توزيع حجم هذه الصخور (بالإضافة إلى معظم الأشياء الأخرى في الفضاء) قانونًا تقريبيًا للقوة ، مما يعني أنه كلما صغر حجم النيازك التي تفكر فيها ، زاد عدد مرات اصطدامها بالأرض.

من الصعب تقدير العدد الإجمالي للنيازك التي تضرب الأرض ، ولكن دراسة واحدة (Bland et al. 1996) ، تبحث في مركب الأرض في ثلاثة مواقع قاحلة والنظر في التجوية بمرور الوقت ، وجدت أن ما بين 36 و 116 نيزكًا فوق 10 جم ضرب الأرض كل عام لكل 10 ^ 6 دولارات ، mathrm^ 2 دولار. بالضرب في مساحة سطح الأرض $ A_oplus $ ، هذا ما يقرب من 20،000 إلى 60،000 نيزك يضرب الأرض سنويًا.


المنظر في علم الفلك

ينشأ المنظر بسبب التغيير في وجهة النظر الذي يحدث بسبب حركة المراقب أو المرصودة أو كليهما. ما هو ضروري هو الحركة النسبية. من خلال ملاحظة المنظر وقياس الزوايا واستخدام الهندسة ، يمكن للمرء تحديد المسافة.

المنظر النجمي

يمكن رؤية اختلاف المنظر النجمي الناتج عن الحركة النسبية بين الأرض والنجم ، في النموذج الكوبرنيكي ، على أنه ينشأ من مدار الأرض حول الشمس: النجم فقط يبدو للتحرك بالنسبة للأجسام البعيدة في السماء. في النموذج الجيوستاتيكي ، يجب أن تؤخذ حركة النجم على أنها حقيقة مع تأرجح النجم عبر السماء فيما يتعلق بالنجوم الخلفية.

غالبًا ما يتم قياس المنظر النجمي باستخدام المنظر السنوي، يُعرَّف بأنه الاختلاف في موضع النجم كما يُرى من الأرض والشمس ، i. & # 160e. الزاوية المقابلة للنجم بمتوسط ​​نصف قطر مدار الأرض حول الشمس. يُعرَّف الفرسخ (3.26 سنة ضوئية) على أنه المسافة التي يكون فيها المنظر السنوي 1 & # 160 ثانية ثانية. يقاس المنظر السنوي عادة بملاحظة موقع النجم في أوقات مختلفة من السنة بينما تتحرك الأرض في مدارها. كان قياس المنظر السنوي أول طريقة موثوقة لتحديد المسافات إلى أقرب النجوم. تم إجراء أول قياسات ناجحة للاختلاف النجمي بواسطة فريدريش بيسيل في عام 1838 للنجم 61 & # 160Cygni باستخدام مقياس الهليومتر. [6] يظل اختلاف المنظر النجمي هو المعيار لمعايرة طرق القياس الأخرى. تتطلب الحسابات الدقيقة للمسافة بناءً على اختلاف المنظر النجمي قياس المسافة من الأرض إلى الشمس ، والتي تعتمد الآن على انعكاس الرادار على أسطح الكواكب. [7]

الزوايا المتضمنة في هذه الحسابات صغيرة جدًا وبالتالي يصعب قياسها. أقرب نجم للشمس (وبالتالي النجم الذي لديه أكبر اختلاف في المنظر) ، Proxima Centauri ، له اختلاف في المنظر قدره 0.7687 & # 160 ± & # 1600.0003 & # 160arcsec. [8] هذه الزاوية تقابلها تقريبًا جسم قطره 2 سم يقع على بعد 5.3 كيلومترات.

تم استخدام حقيقة أن اختلاف المنظر النجمي كان صغيرًا جدًا لدرجة أنه كان غير قابل للرصد في ذلك الوقت كحجة علمية رئيسية ضد مركزية الشمس خلال العصر الحديث المبكر. يتضح من هندسة إقليدس أن التأثير لن يكون قابلاً للاكتشاف إذا كانت النجوم بعيدة بما فيه الكفاية ، ولكن لأسباب مختلفة ، بدت هذه المسافات العملاقة غير قابلة للتصديق تمامًا: لقد كان أحد اعتراضات تايكو الرئيسية على مركزية الشمس الكوبرنيكية التي من أجل أن تكون متوافقة. مع عدم وجود اختلاف في المنظر النجمي ، يجب أن يكون هناك فراغ هائل وغير متوقع بين مدار زحل (ثم الكوكب الأكثر بعدًا) والكرة الثامنة (النجوم الثابتة). [10]

في عام 1989 ، تم إطلاق القمر الصناعي Hipparcos بشكل أساسي للحصول على مناظر محسنة وحركات مناسبة لأكثر من 100000 نجم قريب ، مما زاد من وصول الطريقة عشرة أضعاف. ومع ذلك ، فإن Hipparcos قادر فقط على قياس زوايا اختلاف المنظر للنجوم التي تصل إلى حوالي 1600 سنة ضوئية ، أي أكثر بقليل من 1٪ من قطر مجرة ​​درب التبانة. ستكون مهمة Gaia التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية ، والتي تم إطلاقها في ديسمبر 2013 ، قادرة على قياس زوايا المنظر بدقة تصل إلى 10 ميكرو ثانية قوسية ، وبالتالي رسم خرائط للنجوم القريبة (وربما الكواكب) حتى مسافة عشرات الآلاف من السنين الضوئية من الأرض. [11] [12] في أبريل 2014 ، أفاد علماء الفلك في وكالة ناسا أن تلسكوب هابل الفضائي ، باستخدام المسح المكاني ، يمكنه الآن قياس المسافات بدقة تصل إلى 10000 سنة ضوئية ، وهو تحسن بعشرة أضعاف عن القياسات السابقة. [9]

قياس المسافة

قياس المسافة عن طريق المنظر هو حالة خاصة لمبدأ التثليث ، والذي ينص على أنه يمكن حل جميع الجوانب والزوايا في شبكة من المثلثات إذا كان طول جانب واحد على الأقل بالإضافة إلى جميع الزوايا في الشبكة تم قياسه. وبالتالي ، فإن القياس الدقيق لطول خط أساس واحد يمكن أن يثبت مقياس شبكة التثليث بأكملها. في اختلاف المنظر ، يكون المثلث طويلًا وضيقًا للغاية ، وبقياس أضلاعه الأقصر (حركة الراصد) والزاوية العلوية الصغيرة (دائمًا أقل من ثانية واحدة قوسية ، [6] مع ترك الاثنين الآخرين بالقرب من 90 درجة) ، يمكن تحديد طول الأضلاع الطويلة (تعتبر متساوية في الممارسة).

بافتراض أن الزاوية صغيرة (انظر الاشتقاق أدناه) ، فإن المسافة إلى الجسم (تقاس بالفرسخ) هي مقلوب المنظر (يقاس بالثواني القوسية): على سبيل المثال ، المسافة إلى Proxima Centauri هي 1 / 0.7687 = 1.3009 فرسخ فلكي (4.243 & # 160ly). [8]

المنظر النهاري

المنظر النهاري هو اختلاف المنظر الذي يختلف باختلاف دوران الأرض أو باختلاف الموقع على الأرض. يمكن أن يظهر القمر وبدرجة أقل الكواكب أو الكويكبات الأرضية التي تُرى من مواقع مشاهدة مختلفة على الأرض (في لحظة معينة) في وضع مختلف على خلفية النجوم الثابتة. [13] [14]

المنظر القمري

المنظر القمري (غالبًا ما تكون اختصارًا لـ المنظر الأفقي القمري أو المنظر الأفقي الاستوائي القمري) ، هي حالة خاصة من المنظر (النهاري): القمر ، باعتباره أقرب جرم سماوي ، لديه أكبر قدر من المنظر الأقصى لأي جرم سماوي ، ويمكن أن يتجاوز درجة واحدة. [15]

يمكن أن يوضح الرسم التخطيطي (أعلاه) للمنظر النجمي اختلاف المنظر القمري أيضًا ، إذا تم تصغير المخطط لأسفل وتعديله قليلاً. بدلاً من "بالقرب من النجم" ، اقرأ "القمر" ، وبدلاً من أخذ الدائرة الموجودة أسفل الرسم البياني لتمثيل حجم مدار الأرض حول الشمس ، اعتبرها بحجم الكرة الأرضية وحجمها دائرة حول سطح الأرض. بعد ذلك ، يرقى المنظر القمري (الأفقي) إلى الاختلاف في الموضع الزاوي ، بالنسبة لخلفية النجوم البعيدة ، للقمر كما يُرى من موقعين مختلفين للعرض على الأرض: أحد مواضع المشاهدة هو المكان الذي ينطلق منه القمر يمكن رؤيتها مباشرة في الأعلى في لحظة معينة (أي ، يتم عرضها على طول الخط العمودي في الرسم التخطيطي) وموضع المشاهدة الآخر هو المكان الذي يمكن من خلاله رؤية القمر في الأفق في نفس اللحظة (أي ، المشاهدة على طول أحد الخطوط القطرية ، من موضع على سطح الأرض يقابل تقريبًا إحدى النقاط الزرقاء في الرسم التخطيطي المعدل).

يمكن بدلاً من ذلك تعريف المنظر القمري (الأفقي) على أنه الزاوية المقابلة على مسافة القمر بنصف قطر الأرض [16] - مساوية للزاوية p في الرسم التخطيطي عند تصغيرها وتعديلها كما هو مذكور أعلاه.

يعتمد المنظر الأفقي القمري في أي وقت على المسافة الخطية للقمر من الأرض. تختلف المسافة الخطية بين الأرض والقمر بشكل مستمر حيث يتبع القمر مداره المضطرب وتقريبًا الإهليلجي حول الأرض. يتراوح مدى التباين في المسافة الخطية من حوالي 56 إلى 63.7 نصف قطر الأرض ، وهو ما يقابل المنظر الأفقي بدرجة من القوس تقريبًا ، ولكنه يتراوح من حوالي 61.4 'إلى حوالي 54'. [15] التقويم الفلكي والمنشورات المماثلة جدولة المنظر الأفقي القمري و / أو المسافة الخطية للقمر من الأرض في دورية على سبيل المثال أساس يومي لراحة علماء الفلك (والملاحين سابقًا) ، وتشكل دراسة الطريقة التي يختلف بها هذا التنسيق مع الوقت جزءًا من نظرية القمر.

يمكن أيضًا استخدام المنظر لتحديد المسافة إلى القمر.

تتمثل إحدى طرق تحديد اختلاف المنظر القمري من موقع واحد في استخدام خسوف القمر. الظل الكامل للأرض على القمر له نصف قطر واضح للانحناء يساوي الفرق بين نصف القطر الظاهر للأرض والشمس كما يُرى من القمر. يمكن رؤية نصف القطر هذا على أنه يساوي 0.75 درجة ، والتي (مع نصف القطر الظاهر للشمس 0.25 درجة) نحصل على نصف قطر ظاهر للأرض بمقدار درجة واحدة. ينتج عن ذلك المسافة بين الأرض والقمر 60.27 نصف قطر الأرض أو 384.399 كيلومترًا (238854 & # 160 ميلًا) تم استخدام هذا الإجراء لأول مرة بواسطة أريستارخوس من ساموس [17] وهيبارخوس ، ثم وجد طريقه لاحقًا إلى عمل بطليموس. [18] يوضح الرسم البياني الموجود على اليمين كيف ينشأ اختلاف المنظر القمري اليومي على نموذج الكواكب المتمركز حول الأرض والجيوستاتيكي حيث تكون الأرض في مركز نظام الكواكب ولا تدور. يوضح أيضًا النقطة المهمة التي مفادها أن المنظر لا يجب أن يكون ناتجًا عن أي حركة للمراقب ، على عكس بعض تعريفات اختلاف المنظر التي تقول إنها كذلك ، ولكنها قد تنشأ فقط من حركة الملاحظة.

طريقة أخرى هي التقاط صورتين للقمر في نفس الوقت بالضبط من موقعين على الأرض ومقارنة مواقع القمر بالنسبة للنجوم. باستخدام اتجاه الأرض ، وقياسي الموقع هذين ، والمسافة بين الموقعين على الأرض ، يمكن تقسيم المسافة إلى القمر:

هذه هي الطريقة التي أشار إليها Jules Verne في من الأرض إلى القمر:

حتى ذلك الحين ، لم يكن لدى الكثير من الناس أي فكرة عن كيفية حساب المسافة الفاصلة بين القمر والأرض. تم استغلال الظرف لتعليمهم أن هذه المسافة تم الحصول عليها من خلال قياس اختلاف المنظر للقمر. إذا بدت كلمة اختلاف المنظر تذهلهم ، فقد قيل لهم إنها الزاوية التي يقابلها خطان مستقيمان يمتدان من طرفي نصف قطر الأرض إلى القمر. إذا كانت لديهم شكوك حول كمال هذه الطريقة ، فقد تبين لهم على الفور أن هذا يعني أن المسافة لا تصل فقط إلى مائتين وأربعة وثلاثين ألفًا وثلاثمائة وسبعة وأربعين ميلاً (94330 فرسخًا) ، ولكن أيضًا أن علماء الفلك كانوا ليس في الخطأ بأكثر من سبعين ميلاً (30 فرسخًا).

المنظر الشمسي

بعد أن اقترح كوبرنيكوس نظام مركزية الشمس الخاص به ، مع دوران الأرض حول الشمس ، كان من الممكن بناء نموذج للنظام الشمسي بأكمله بدون مقياس. للتأكد من المقياس ، من الضروري فقط قياس مسافة واحدة داخل النظام الشمسي ، على سبيل المثال ، متوسط ​​المسافة من الأرض إلى الشمس (تسمى الآن الوحدة الفلكية ، أو AU). عندما يتم العثور عليه عن طريق التثليث ، يشار إلى هذا باسم المنظر الشمسي، الاختلاف في موضع الشمس كما يُرى من مركز الأرض ونقطة واحدة في نصف قطر الأرض ، i. & # 160e. ، الزاوية المقابلة للشمس بواسطة متوسط ​​نصف قطر الأرض. تتيح معرفة المنظر الشمسي ومتوسط ​​نصف قطر الأرض للفرد حساب الاتحاد الأفريقي ، وهي الخطوة الأولى الصغيرة على الطريق الطويل لتحديد حجم الكون المرئي وعمره [19].

طريقة بدائية لتحديد المسافة إلى الشمس من حيث المسافة إلى القمر كان قد اقترحها بالفعل أريستارخوس من ساموس في كتابه حول أحجام ومسافات الشمس والقمر. وأشار إلى أن الشمس والقمر والأرض تشكل مثلثًا قائمًا (الزاوية اليمنى عند القمر) في لحظة أول أو ربع قمر آخر. ثم قدّر أن زاوية القمر والأرض والشمس كانت 87 درجة. باستخدام هندسة صحيحة ولكن بيانات رصد غير دقيقة ، خلص أريستارخوس إلى أن الشمس كانت أقل بقليل من القمر بعشرين مرة. القيمة الحقيقية لهذه الزاوية قريبة من 89 درجة 50 '، والشمس في الواقع أبعد بحوالي 390 مرة. [17] وأشار إلى أن القمر والشمس لهما أحجام زوايا ظاهرة متساوية تقريبًا ، وبالتالي يجب أن يتناسب أقطارهما مع مسافتهما عن الأرض. وهكذا خلص إلى أن الشمس كانت أكبر بحوالي 20 مرة من القمر ، وهذا الاستنتاج ، على الرغم من عدم صحته ، يتبع منطقيًا بياناته غير الصحيحة. إنه يشير إلى أن الشمس أكبر بوضوح من الأرض ، وهو ما يمكن أن يؤخذ لدعم نموذج مركزية الشمس. [20]

على الرغم من أن نتائج أريستارخوس كانت غير صحيحة بسبب أخطاء الملاحظة ، إلا أنها استندت إلى مبادئ هندسية صحيحة للاختلاف المنظر ، وأصبحت أساسًا لتقديرات حجم النظام الشمسي لما يقرب من 2000 عام ، حتى تمت ملاحظة عبور كوكب الزهرة بشكل صحيح في عام 1761 م. 1769. [17] اقترح إدموند هالي هذه الطريقة في عام 1716 ، على الرغم من أنه لم يعش ليرى النتائج. كان استخدام عبور كوكب الزهرة أقل نجاحًا مما كان متوقعًا بسبب تأثير القطرة السوداء ، لكن التقدير الناتج ، 153 مليون كيلومتر ، يزيد بنسبة 2٪ فقط عن القيمة المقبولة حاليًا ، 149.6 مليون كيلومتر.

بعد ذلك بوقت طويل ، تم "تحجيم" النظام الشمسي باستخدام اختلاف المنظر في الكويكبات ، والتي يمر بعضها ، مثل إيروس ، بالقرب من الأرض أكثر من كوكب الزهرة. في مواجهة مواتية ، يمكن أن يقترب إيروس من الأرض في حدود 22 و # 160 مليون كيلومتر. [21] تم استخدام معارضة عام 1901 ومعارضة 1930/1931 لهذا الغرض ، واستكمل الفلكي السير هارولد سبنسر جونز حسابات التحديد الأخير. [22]

كما تم استخدام انعكاسات الرادار ، خارج كوكب الزهرة (1958) وقبالة الكويكبات ، مثل إيكاروس ، لتحديد المنظر الشمسي. اليوم ، أدى استخدام روابط القياس عن بعد للمركبة الفضائية إلى حل هذه المشكلة القديمة. قيمة المنظر الشمسي المقبولة حاليًا هي 8 ".794 143. [23]

اختلاف المنظر الديناميكي أو العنقودي المتحرك

يمتد العنقود النجمي المفتوح Hyades في برج الثور على جزء كبير من السماء ، 20 درجة ، بحيث يبدو أن الحركات المناسبة المستمدة من القياس الفلكي تتقارب ببعض الدقة إلى نقطة منظور شمال أوريون. الجمع بين الحركة المناسبة الظاهرة (الزاويّة) المرصودة في ثوانٍ من القوس مع الحركة المتراجعة الحقيقية (المطلقة) المرصودة أيضًا كما يشهد عليها انزياح دوبلر الأحمر للخطوط الطيفية النجمية ، يسمح بتقدير المسافة إلى المجموعة (151 سنة ضوئية) يقوم أعضائه بالنجوم بنفس طريقة استخدام المنظر السنوي. [24]

أحيانًا ما يتم استخدام المنظر الديناميكي لتحديد المسافة إلى المستعر الأعظم ، عندما يُرى أن مقدمة الموجة الضوئية للانفجار تنتشر عبر سحب الغبار المحيطة بسرعة زاوية ظاهرة ، في حين تُعرف سرعة الانتشار الحقيقية بأنها سرعة ضوء. [25]

الاشتقاق

أين هو اختلاف المنظر ، 1 & # 160AU (149،600،000 & # 160km) هو متوسط ​​المسافة تقريبًا من الشمس إلى الأرض ، و هي المسافة إلى النجم. باستخدام تقريب الزاوية الصغيرة (صالح عندما تكون الزاوية صغيرة مقارنة بـ 1 راديان) ،

لذا فإن المنظر ، الذي يقاس بالثواني القوسية ، هو

إذا كان اختلاف المنظر هو 1 "، تكون المسافة

هذا يحدد الفرسخ ، وحدة مناسبة لقياس المسافة باستخدام المنظر. لذلك ، فإن المسافة المقاسة بالفرسخ هي ببساطة ، عندما يُعطى اختلاف المنظر بالثواني القوسية. [26]

خطأ اختلاف المنظر في علم الفلك

قياسات المنظر الدقيقة للمسافة لها خطأ مرتبط بها. لكن هذا الخطأ في زاوية المنظر المقاسة لا يترجم مباشرة إلى خطأ في المسافة ، باستثناء أخطاء صغيرة نسبيًا. والسبب في ذلك هو أن الخطأ باتجاه زاوية أصغر يؤدي إلى خطأ أكبر في المسافة من الخطأ باتجاه زاوية أكبر.

ومع ذلك ، يمكن حساب تقريب خطأ المسافة بواسطة

أين د هي المسافة و ص هو المنظر. يعتبر التقريب أكثر دقة بالنسبة لأخطاء اختلاف المنظر التي تكون صغيرة بالنسبة إلى اختلاف المنظر مقارنة بالأخطاء الكبيرة نسبيًا. للحصول على نتائج ذات مغزى في علم الفلك النجمي ، يوصي عالم الفلك الهولندي فلور فان ليوين ألا يزيد خطأ اختلاف المنظر عن 10٪ من إجمالي اختلاف المنظر عند حساب تقدير الخطأ هذا. [27]

المنظر المكاني والزماني

من المحسن نظم تحديد المواقع النسبية, المنظر المكاني والزماني تم تطوير تعميم المفهوم المعتاد للاختلاف المنظر في الفضاء فقط. بعد ذلك ، يمكن استنتاج حقول الأحداث في الزمكان مباشرة بدون نماذج وسيطة لانحناء الضوء بواسطة الأجسام الضخمة مثل تلك المستخدمة في شكلية PPN على سبيل المثال. [28]


الإجابات والردود

مجموعة كبيرة من الأسئلة! يجب أن أصمت وأترك ​​لكل من والاس ، ومارينا ، وهيلفاير ، وروس دبليو ، ويانوس ، وآخرين. لكن من الممتع الرد حيث يوجد الكثير من المحتوى.

الأنواع الذرية والجزيئية المختلفة لها أطوال موجية مختلفة تمتصها وتنبعث منها الضوء. الطيف من نجم أو مجرة ​​هو نطاق طويل مشابه لشريط قوس قزح المصنوع بواسطة المنشور ويمكن للفلكي أن ينظر إليه ويرى أنماط خطوط الانبعاث والامتصاص.
إنه يعرف أطوال موجات المصدر الدقيقة لكل سطر (صوديوم ، حديد ، هيدروجين) تم قياسها في المختبر على الأرض. حتى يتمكن من رؤية مدى تغير الأنماط.

لن يكون للضوء الصادر عن مجرة ​​خطوط حادة في طيفها مثل الضوء الصادر عن نجم بعينه. لكن المجرات مليئة بالغيوم الغازية التي تمتص أطوال موجية محددة. لذلك ما زالوا قادرين. هناك تفاصيل فنية رائعة يمكن أن يوفرها والاس ولا يمكنني ذلك ، لكن هذه هي الفكرة العامة

Cepheids هي درجة في سلم المسافة الفلكية
يعد بناء سلم المسافة أحد أكثر الإنجازات المثيرة للإعجاب للبشرية ، وربما يوجد كتاب حول هذا الموضوع. ربما يكون لدى نيد رايت صفحة أو صفحتان.
يتم استخدام كل درجة سفلية لمعايرة الدرجة الموجودة فوقها.

يبدأون بمنظور بسيط (علم المثلثات ، مثل المساح)
لكن هذا لا يصلح إلا لمسافة معينة لأن الزوايا تصبح صغيرة جدًا
لذلك تستخدم المنظر للتحقق من الطريقة التالية ومعايرتها

تعمل المجموعات المتحركة أبعد قليلاً من اختلاف المنظر البسيط (يشرح الكتاب المدرسي ، أنه يستخدم مجموعات صغيرة من بعض النجوم ، مثل Pleiades ، و doppler shift ، والفصل الزاوي)

ثم هناك مخطط HR الذي يربط درجة حرارة لون النجم العادي وسطوعه. إذا كنت تعرف السطوع ، يمكنك معرفة المسافة (النجم الساطع الذي يبدو خافتًا بعيدًا) ولكن من الواضح أنه للحصول على H-R في المقام الأول ، فأنت بحاجة إلى المزيد من طرق المسافة الأساسية مثل تحريك المجموعات. أنت بحاجة إلى درجات أدنى للوصول إلى درجات أعلى

Cepheids هي نجوم متغيرة يتأرجح سطوعها على مدار أيام وأسابيع ويتناسب معدل التذبذب مع متوسط ​​السطوع. لذلك إذا كان لديك طريقة مبدئيًا لمعرفة المسافة إلى بعض السيفيدس (درجة منخفضة على السلم) ، يمكنك معرفة سطوعها ، وبالتالي تحديد التناسب مع معدل التذبذب.
بعد ذلك ، كلما رأيت Cepheid آخر ، يمكنك قياس معدل تذبذبها ، ومن ذلك يمكنك معرفة السطوع ، ومن ذلك معرفة المسافة (لأن النجم الساطع الذي يبدو خافتًا بعيدًا).

يمكن رؤية Cepheids الفردية في المجرات الأخرى ، إذا لم تكن المجرة بعيدة جدًا.
العلاقة بين عدد مرات تجشؤ Cepheid ومدى سطوعها التي اكتشفتها امرأة تدعى Henrietta وهي واحدة من بطلات علم الفلك

هناك مجموعة من المقابض الأخرى التي لديهم عن بعد - تسمى غالبًا & quot؛ شموع قياسية & quot.
إنها أشياء يمكنك التعرف عليها والتي لها سطوع قياسي معروف (يتم تحديدها تجريبياً باستخدام مقاييس مسافة أخرى عندما تحدث في مكان قريب)

إن علماء الفلك كمجموعة مهووسون بالمسافة ويستخدمون باستمرار كل طريقة من طرق المسافة للتحقق من الآخرين. يقارنون. يستخدمون طريقة واحدة للمعايرة والتحقق من الآخرين. يقومون بدراسات إحصائية ضخمة حيث يقومون بعد الأشياء على مسافات مقاسة مختلفة فقط للتأكد من أن النموذج مناسب وأن التقديرات معقولة.
في أي وقت تعطي إحدى طرق المسافة إجابة تختلف بنسبة مئوية قليلة عن طريقة أخرى ، فإنهم يتحمسون ويناقشون بشدة التفسيرات المحتملة.

حدثت إحدى هذه الاضطرابات في عام 1998 حيث كان فريقان من فرق البحث يستخدمان شمعة قياسية تسمى النوع 1A Supernovae. نوع من المستعرات الأعظمية الذي ينفجر دائمًا بنفس السطوع تقريبًا والذي يشتعل ويموت على مدار أسابيع قليلة وفقًا لجدول زمني منتظم إلى حد ما. وجد كلا الفريقين تناقضًا واتفقت نتائجهما ، ما زلنا نعيش من تداعيات ذلك. لهذا السبب يتحدث الناس عن الطاقة المظلمة

.
من المفترض ، وفقًا لدقة (H) ، وجود أفق كوني عند d = c / H ، حيث يجب أن يتراجع أي مصدر أسرع من سرعة الضوء. استنادًا إلى القيمة المستثناة (H) وسرعة الضوء [c] ، يبدو أن هذا يتوافق مع مسافة شعاعية تبلغ 13.9 مليار سنة ضوئية. هل يمثل هذا الأفق حاجزًا لمزيد من المراقبة وما هي أبعد مسافة [d] عن أي قياس مقبول مرتبط بـ (H)؟

أخيرًا ، هل هناك أي مصادر تظهر (H) مقابل الزمن (t)؟

أسئلة مثيرة للاهتمام! يمكننا أن نلاحظ الأشياء التي تتجاوز مسافة هابل. هذا موضح بالصور في مقالة Lineweaver SciAm - لدي الرابط في توقيعي أسفل هذا المنشور. مقالة جيدة حقا. يستخدمه مدرسو علم الفلك في جامعة برينستون (وربما أماكن أخرى) لمساعدة طلابهم على الفهم.

من الصعب رؤية كيف يمكن أن يصل إلينا الضوء المنبعث من جسم ما ينحسر عند c (أو أكبر) ولكنه يحدث طوال الوقت. الكثير من الضوء الذي نستقبله الآن كان ينبعث من أجسام كانت تنحسر أسرع من c في الوقت الذي انبعثت فيه الضوء.

السبب متعلق بالتغيير في H بمرور الوقت ، وهو ما سألت عنه أيضًا!

أعتقد أنه يظهر أنك تفكر على طول الخطوط البناءة لأنه عندما تطرح سؤالين ، فإن إجابة أحدهما مرتبطة بالسؤال الآخر.

السبب في أن الضوء يمكن أن يصل إلى هنا من ما بعد مسافة هابل الحالية هو أن مسافة هابل كانت تزداد في معظم فترات التاريخ ، ولا تزال تتزايد (ولكن ببطء أكثر مما كانت عليه في بداية الكون)

التقدير الحالي إذا كنت أتذكر أن مسافة هابل (تقترب الآن من 14 جلاي) ستقترب في النهاية من شيء حوالي 16 جلاي مقاربًا.

ما يحدث هو أن بعض الضوء ينبعث في اتجاهنا ويعود في البداية إلى الوراء وينحسر منا (السرعة الإجمالية هي سرعة ركود الباعث ناقص c ، وليس بالسرعة التي ينحسر بها الباعث). تستمر في محاولة الوصول إلينا وتستمر في الابتعاد.
ولكن بعد ذلك يتمدد نصف قطر هابل نفسه حتى يحيط بالضوء.
إذن فالضوء الآن داخل نصف قطر هابل ، حيث لم تعد الأشياء تنحسر بسرعة ج أو أكبر. الأشياء التي ينحسر فيها الضوء الآن أبطأ من ج. حتى الآن يمكن أن يبدأ الضوء في إحراز بعض التقدم. وفي النهاية تصل إلى هنا!

نظرًا لأن نصف قطر هابل c / H زاد بمعدل سريع للغاية في المراحل الأولى من التوسع - أعني في وقت مبكر مثل عندما انبعث CMB من غاز 3000 كلفن في اللحظة التي أصبحت فيها المساحة شفافة ، على سبيل المثال عندما كان التوسع فقط بضع مئات الآلاف من السنين ، ولا حتى مليون - لأنه في تلك الحقبة المبكرة كان نصف القطر يمتد بسرعة كبيرة ، فنحن في الواقع نحصل الآن على الضوء المنبعث من المادة التي تبعد الآن حوالي 46 مليار ليرة لبنانية.

لذا فإن نصف قطر كوننا المرئي هو في الواقع حوالي 46 جلاي. يطلق علماء الفلك على هذا اسم أفق الجسيمات. إنه إلى أي مدى يمكننا الآن أن نلاحظ ودراسة الموجات التي تأتي منها الآن. ما أقوله لكم هو رقم موديل LCDM قياسي ، 46 Gly ، أفق الجسيمات ، نصف قطر ما يمكن ملاحظته مباشرة بواسطة الضوء أو الموجات الأخرى القادمة منه.

المثال الأكثر دراماتيكية على هذا الذي يمكنني التفكير فيه هو CMB نفسه ، يمكنك العثور على التفاصيل باستخدام أحد حاسبات علم الكونيات مثل Ned Wright's (google ned wright) أو Morgan's.
انبعث CMB من غاز ساخن رقيق كان وقت الانبعاث 40 مليون ليرة لبنانية بعيدًا عنا - أو المادة التي أصبحت في النهاية نحن - والتي كانت تنحسر في ذلك الوقت عند حوالي 57 درجة مئوية. من الواضح أن الضوء كان سيعود في البداية إلى حوالي 56 درجة مئوية!
لكنها استمرت في القدوم في اتجاهنا ، أو تحاول ذلك ، وفي النهاية وصل نصف قطر هابل إلى حيث كان ، ووصل أخيرًا إلى هنا بعد ما يقرب من 13.7 أو 13.9 مليار سنة. الأرقام تقريبية فقط. والمادة التي انبعثت منها هي الآن حوالي 45 جلاي من هنا. لذلك عندما نلاحظ الإشعاع CMB ، فإننا نلاحظ المادة التي تبعد حوالي 45 Gly.

ولكن التي كانت تبعد 40 مليون سنة ضوئية فقط عندما انبعث منها الضوء. وهذا الأمر يتعلق بأبعد شيء يمكننا ملاحظته باستخدام أدوات اليوم. لذلك من المنطقي أن نقول ، كما يفعلون ، أن نصف قطر المرئي هو حوالي 46 جلاي.
=================

سبب زيادة نصف قطر هابل هو أنه c / H ولأن H (t) يتناقص بشكل حاد إلى حد ما في الأوقات المبكرة وبشكل تدريجي الآن. التي تأتي من معادلة فريدمان وتعريف H كـ '/ a حيث a (t) هو عامل التدرج. تلك هي الجوانب الفنية. التسارع يعني فقط أن '(t) يتزايد. وحتى أثناء زيادة "a" تدريجيًا ، فإن النسبة "a" / a يمكن أن تنخفض - وهو ما لا يزال يحدث بالفعل. باستخدام معادلة فريدمان ، يمكن تقدير الحد المقارب لـ H (t) ، حيث تأخذ القيمة الحالية ، على سبيل المثال 71 ، وتضرب في الجذر التربيعي لكل ما تعتقد أن جزء الطاقة المظلمة هو 0.73.

نظرًا لأن نصف قطر هابل هو مقلوب ، تحصل على القيمة المقاربة (ما ستكون عليه في المستقبل البعيد) بأخذ القيمة الحالية تقريبًا 14 غلي وتقسيمها بالجذر التربيعي لكل ما تعتقد أن جزء الطاقة المظلمة هو ، على سبيل المثال 0.73 .

أنا أعتمد على الذاكرة ولا أعيد اشتقاقها في الوقت الحالي ، لذلك قد أكون مخطئًا. قد يصحح لي أحد الآخرين في هذا.

تعطي آلة حاسبة مورغان قيم معامل هابل H (t) في العهود الماضية ، عندما تضع انزياحًا أحمر.
تذكر أن تقوم بتجهيزه بالقول 0.27 للمادة ، و 0.73 لـ Lambda ، و 71 لـ Hubble.
يضع نيد رايت هذه الأرقام كقيم افتراضية بدلاً من جعلنا نفعل ذلك ، وهو أمر لائق منه.


يقيس علماء الفلك المسافة إلى الذراع الحلزونية لدرب التبانة

يمكن لعلماء الفلك تقديم صور مفصلة لمجرات جميلة تدور على بعد ملايين الأميال. إنها مجرتنا الخاصة لم يتمكنوا من تحريك أذرعهم.

قال مارك ريد من مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية: "من الواضح أن درب التبانة لها بنية مثل تلك ، ولكن من الصعب معرفة وجودها فيها".

الآن ، اتخذ فريق من علماء الفلك رسمًا هامًا لخط خطوة درب التبانة عن طريق قياس المسافة بدقة إلى منطقة تشكل النجوم W3OH في الذراع الحلزونية Perseus ، وهي أقرب ذراع لنا. هذا الشريط الطويل من النجوم يخرج من قرص مجرة ​​درب التبانة بنفس الطريقة التي يراها الآخرون في المجرات عبر الكون.

حتى الآن ، كان العلماء يواجهون صعوبات في معرفة مدى بُعد الأذرع الحلزونية ، كما أن القياسات والتقنيات المختلفة بها اختلافات في الترتيب بمقدار ضعفين.

النتائج الجديدة مأخوذة من تلسكوب بحجم الأرض تقريبًا. استخدم علماء الفلك مصفوفة خط الأساس الطويل جدًا ، وأخذوا الملاحظات من عدة تلسكوبات تمتد من هاواي إلى جزر فيرجن ، لخلق دقة تلسكوب يبلغ قطرها حوالي 5000 ميل.

قال ريد: "لقد أثبتنا أن التلسكوب الراديوي الذي استخدمناه ، مصفوفة خط الأساس الطويل جدًا ، يمكن أن يقيس المسافات بدقة غير مسبوقة - ما يقرب من عامل أفضل بمئة مرة مما تم إنجازه سابقًا".

وبذلك ، قرروا أن W3OH على بعد 1.95 × 0.04 كيلو فرسخ. هذا حوالي 36.000.000.000.000.000 ميل.

على الرغم من أن VLBA ذات دقة عالية للغاية ، إلا أن الكائنات المصدر يجب أن تكون مشرقة جدًا ومضغوطة. الأذرع الحلزونية هي مجرد سحابة لامعة من الغازات المكونة للنجوم. على وجه الخصوص ، ركز هذا الفريق على سحابة من كحول ميثيل تحيط بنجم حديث التكوين.

قال عضو الفريق Xu Ye: "لقد قمنا بقياس المسافة بأبسط الأساليب وأكثرها مباشرة في علم الفلك - وهي التقنية التي يستخدمها المساحون بشكل أساسي والتي تسمى التثليث".

هذه التقنية ، المعروفة أيضًا باسم المنظر ، تأتي مباشرة من كتاب الهندسة في المدرسة الثانوية. في هذه الحالة ، استخدم الباحثون نقطة الأفضلية المتغيرة من الأرض أثناء دورانها حول الشمس لتكوين ساق واحدة من المثلث. بعد ذلك ، قاموا بحساب مسافة النجم عن طريق قياس التغير في موقعه أثناء دوران الأرض حول الشمس.

وجد علماء الفلك أن هذا النجم الشاب يتحرك في الواقع حول مجرة ​​درب التبانة في مدار يبعد حوالي 10٪ عن كونه دائريًا. يبدو أنه يدور بشكل أبطأ من النجوم الأخرى في مدارات دائرية ويسقط باتجاه مركز درب التبانة.

على الرغم من أن العلماء لا يفهمون حقًا تفاصيل تشكيل الذراع الحلزونية ، إلا أن هذه الملاحظات تدعم "نظرية كثافة الموجات الحلزونية". تقترح هذه النظرية أن مزيجًا من عدم استقرار الجاذبية وقوى القص - نتيجة تحرك الحافة الخارجية للمجرة بشكل أبطأ من الجزء الداخلي - يتسبب في تجمُّع المواد ثم إطلاقها في نهاية المطاف في الذراع.

يحول الباحثون الآن نظرة VLBA نحو ثلاثة أذرع لولبية أخرى حيث سينظرون إلى حوالي اثني عشر مجالًا لتشكيل النجوم تشبه W3OH.

تم تفصيل هذا البحث اليوم في النسخة الإلكترونية من المجلة علم.


مقالات

Andrews، B. & ldquo ما الذي تحاول المجرات إخبارنا به؟ الفلك (فبراير 2011): 24. مقدمة لفهمنا لأشكال وتطور أنواع مختلفة من المجرات.

بوثيون ، ج. & ldquo ما وراء تسلسل هابل. & rdquo سكاي & تلسكوب (مايو 2000): 36. تاريخ وتحديث مخطط تصنيف Hubble & rsquos.

كريستيانسون ، جي & ldquo إتقان الكون. & rdquo الفلك (فبراير 1999): 60. مقدمة موجزة عن حياة وعمل هابل.

Dalcanton، J. & ldquo و المجرات التي تم التغاضي عنها. و rdquo سكاي & تلسكوب (أبريل 1998): 28. على المجرات منخفضة السطوع ، والتي كان من السهل تفويتها.

Freedman، W. & ldquo معدل التوسع وحجم الكون. & rdquo Scientific American (نوفمبر 1992): 76.

هودج ، P. & ldquo مقياس المسافة خارج المجرة: الاتفاق أخيرًا؟ & rdquo سكاي & تلسكوب (أكتوبر 1993): 16.

جونز ، ب. & ldquo تراث إدوين هابل. & rdquo الفلك (ديسمبر 1989): 38.

كوفمان ، ج. وفان دن بوش ، F. & ldquo دورة حياة المجرات. & rdquo Scientific American (يونيو 2002): 46. حول تطور المجرات وكيف يؤدي إلى أنواع مختلفة من المجرات.

Martin، P. and Friedli، D. & ldquoAt the Hearts of Barred Galaxies. & rdquo سكاي & تلسكوب (March 1999): 32. على الحلزونات المحظورة.

Osterbrock، D. & ldquoEdwin Hubble and the Expanding Universe. & rdquo Scientific American (يوليو 1993): 84.

Russell، D. & ldquoIsland Universes من رايت إلى هابل. & rdquo سكاي & تلسكوب (يناير 1999) 56. تاريخ اكتشافنا للمجرات.

سميث ، R. & ldquo إعادة النظر في النقاش الكبير. & rdquo سكاي & تلسكوب (يناير 1983): 28. في النقاش Shapley-Curtis بشأن مدى مجرة ​​درب التبانة ووجود مجرات أخرى.


مقدمة في طرق الكشف الخارجية

هذا المنشور هو ملخص لثلاث منشورات مختلفة حول طرق الكشف الخارجية.

أحد التحديات في تحليل البيانات بشكل عام والنمذجة التنبؤية على وجه الخصوص هو التعامل مع القيم المتطرفة. هناك العديد من تقنيات النمذجة التي تقاوم القيم المتطرفة أو تقلل من تأثيرها ، ولكن لا يزال اكتشاف القيم المتطرفة وفهمها يمكن أن يؤدي إلى نتائج مثيرة للاهتمام. نحن نعرّف القيم المتطرفة عمومًا على أنها عينات بعيدة بشكل استثنائي عن التيار الرئيسي للبيانات. لا يوجد تعريف رياضي صارم لما يشكل استثناءً يحدد ما إذا كانت الملاحظة شاذة أم لا هي في النهاية تمرين شخصي.

هناك عدة طرق لاكتشاف القيم المتطرفة. يصنف Charu Aggarwal في كتابه التحليل الخارجى نماذج الكشف الخارجية في المجموعات التالية:

  • تحليل القيمة القصوى: هذا هو الشكل الأساسي لاكتشاف الحالات الخارجية وهو مناسب فقط لبيانات ذات بُعد واحد. في هذه الأنواع من التحليل ، يُفترض أن القيم الكبيرة جدًا أو الصغيرة جدًا هي قيم متطرفة. يعتبر Z-test و Student's T-test مثالين على هذه الطرق الإحصائية. تُعد هذه الأساليب الاستدلالية جيدة للتحليل الأولي للبيانات ولكنها ليست ذات قيمة كبيرة في الإعدادات متعددة المتغيرات. يمكن استخدامها كخطوات نهائية لتفسير مخرجات طرق الكشف الخارجة الأخرى.
  • النماذج الاحتمالية والإحصائية: تفترض هذه النماذج توزيعات محددة للبيانات. ثم باستخدام طرق تعظيم التوقع (EM) قاموا بتقدير معلمات النموذج. أخيرًا ، يحسبون احتمالية عضوية كل نقطة بيانات في التوزيع المحسوب. يتم تمييز النقاط ذات الاحتمالية المنخفضة للعضوية على أنها قيم متطرفة.
  • النماذج الخطية: تقوم هذه الطرق بنمذجة البيانات في فضاءات فرعية ذات أبعاد أقل باستخدام الارتباطات الخطية. ثم يتم حساب مسافة كل نقطة بيانات إلى المستوى الذي يناسب الفضاء الفرعي. هذه المسافة تستخدم للعثور على القيم المتطرفة. PCA (تحليل المكون الرئيسي) هو مثال على النماذج الخطية لاكتشاف الشذوذ.
  • النماذج المستندة إلى القرب: الفكرة باستخدام هذه الأساليب هي نمذجة القيم المتطرفة كنقاط معزولة عن بقية الملاحظات. يعد تحليل الكتلة والتحليل القائم على الكثافة وأقرب حي من الأساليب الرئيسية من هذا النوع.
  • نماذج المعلومات النظرية: فكرة هذه الأساليب هي حقيقة أن القيم المتطرفة تزيد من الحد الأدنى لطول الكود لوصف مجموعة البيانات.
  • الكشف الخارجى عالي الأبعاد: طرق محددة للتعامل مع البيانات المتفرقة عالية الأبعاد

في هذا المنشور ، نناقش بإيجاز الطرق القائمة على التقارب وطرق الكشف عن الانحرافات عالية الأبعاد.

الأساليب القائمة على القرب

يمكن تصنيف الأساليب القائمة على القرب إلى 3 فئات: 1) الأساليب القائمة على الكتلة 2) الطرق القائمة على المسافة 3) الطرق القائمة على الكثافة

تصنف الأساليب القائمة على الكتلة البيانات إلى مجموعات مختلفة وتحسب النقاط التي ليست أعضاء في أي من المجموعات المعروفة على أنها قيم متطرفة. من ناحية أخرى ، تكون الطرق القائمة على المسافة أكثر دقة وتستخدم المسافة بين النقاط الفردية للعثور على القيم المتطرفة.

تتم هنا مناقشة طريقة العامل الخارجي المحلي باستخدام طرق تعتمد على الكثافة. ستواجه النهج القائمة على المسافة مشكلة في العثور على نقطة خارجية مثل النقطة O2. لأن النقاط في المجموعة C1 أقل كثافة مقارنة بالمجموعة C2. إذا اخترنا عتبة كبيرة لالتقاط شذوذ مثل O2 ، فسيتم احتساب العديد من النقاط في C1 على أنها قيم متطرفة.

النهج القائمة على الكتلة لديها مشاكل مماثلة. لأنهم ينظرون فقط إلى المسافة بين النقطة والنقطة الوسطى للعنقود لحساب النتيجة الشاذة. المناهج القائمة على الكثافة ونهج LOF بشكل خاص التي تمت مناقشتها هنا حساسة للكثافة وهذه الأساليب أكثر ملاءمة لحساب القيم المتطرفة المحلية.

فيما يلي الخطوات الرئيسية لحساب الدرجة الخارجية باستخدام LOF:

  1. أولاً نجد K- أقرب جيران لكل نقطة في مجموعة البيانات. تمت مناقشة اختيار K الصحيح في الورقة
  2. نسمي المسافة القصوى لأقرب نقطة K التي وجدناها في الخطوة السابقة K مسافة. على سبيل المثال ، بالنسبة للنقطة الأولى إذا تم استخدامها K = 3 ووجد أن أقرب 3 جيران لديهم مسافات 1.2 و 2.5 و 6.4 ، فإن مسافة k لهذه النقطة ستكون 6.4.
  3. بعد ذلك ، بالنسبة لعدد معين من النقاط (MinPts) نحسب مسافة الوصول:

4. ثم نحسب كثافة قابلية الوصول المحلية لكل نقطة باستخدام الصيغة التالية:

5. أخيرًا ، نحسب درجات LOF باستخدام الصيغة أدناه:

ستكون درجة LOF التي تم إنشاؤها للنقاط العادية قريبة من 1. ستكون درجة القيم المتطرفة بعيدة عن 1.

الكشف الخارجى عالي الأبعاد

العديد من مجموعات بيانات العالم الحقيقي ذات أبعاد عالية جدًا. في العديد من التطبيقات ، قد تحتوي مجموعات البيانات على مئات أو آلاف الميزات. في تلك السيناريوهات بسبب لعنة الأبعاد المعروفة ، لن تكون طرق الكشف التقليدية مثل PCA و LOF فعالة. تم شرح طريقة المسافات الفرعية عالية التباين لطريقة التصنيف الخارجي القائم على الكثافة (HiCS) في هذا البحث كطريقة فعالة للعثور على القيم المتطرفة في مجموعات البيانات عالية الأبعاد.

تستخدم طريقة LOF التي تمت مناقشتها في القسم السابق جميع الميزات المتاحة في مجموعة البيانات لحساب أقرب حي لكل نقطة بيانات ، وكثافة كل مجموعة ، وأخيراً النتيجة الخارجية لكل نقطة بيانات.

يوجد دليل تفصيلي متوفر في هذه الورقة يوضح أنه مع زيادة الأبعاد ، تقترب المسافة إلى أقرب جار من المسافة إلى الجار الأبعد ، وبعبارة أخرى ، يصبح التباين في المسافات إلى نقاط البيانات المختلفة غير موجود. يعني هذا أساسًا استخدام طرق مثل LOF ، والتي تستند إلى أقرب حي ، لأن مجموعات البيانات عالية الأبعاد ستؤدي إلى درجات متقطعة قريبة من بعضها البعض.

تستخدم طريقة HiCS بشكل أساسي الخطوات التالية للتعامل مع لعنة الأبعاد في مشكلة الكشف الخارجية:


المنظر في مشاهد

يؤثر المنظر على المشاهد بعدة طرق. في المشاهد المجهزة للأسلحة الصغيرة ، والأقواس في الرماية ، وما إلى ذلك ، يمكن أن تؤدي المسافة بين آلية الرؤية وثقب السلاح أو محوره إلى حدوث أخطاء كبيرة عند إطلاق النار من مسافة قريبة ، خاصة عند إطلاق النار على أهداف صغيرة. يشار إلى هذا الاختلاف عمومًا باسم "ارتفاع البصر"[23] ويتم تعويضه (عند الحاجة) عن طريق الحسابات التي تأخذ أيضًا متغيرات أخرى مثل سقوط الرصاصة ، وانحراف القذيفه بفعل الهواء ، والمسافة التي يُتوقع أن يكون عليها الهدف. [24] يمكن استخدام ارتفاع البصر للاستفادة من الوقت بنادق "رؤية للداخل" للاستخدام الميداني. بندقية صيد نموذجية (.222 مع مشاهد تلسكوبية) يمكن رؤيتها على ارتفاع 75 مترًا ستكون مفيدة من 50 مترًا إلى 200 متر دون مزيد من التعديل. [ بحاجة لمصدر ]

المنظر في المشاهد البصرية

في المشاهد البصرية ، يشير المنظر إلى الحركة الظاهرة للشبكاني بالنسبة للهدف عندما يحرك المستخدم رأسه بشكل جانبي خلف البصر (أعلى / أسفل أو يسار / يمين) ، [25] أي أنه خطأ حيث لا تظل متماشية مع المحور البصري للمشهد.

في الأدوات البصرية مثل التلسكوبات ، والمجاهر ، أو في المشاهد التلسكوبية المستخدمة في الأسلحة الصغيرة وأجهزة المزواة ، يحدث الخطأ عندما لا تكون البصريات مركزة بدقة: ستبدو الشبكة وكأنها تتحرك فيما يتعلق بالكائن الذي يركز عليه إذا حرك المرء رأسه جانبًا أمام العدسة. تم تجهيز بعض المشاهد التلسكوبية للأسلحة النارية بآلية تعويض المنظر والتي تتكون أساسًا من عنصر بصري متحرك يمكّن النظام البصري من عرض صورة الكائنات على مسافات متفاوتة والصور المتقاطعة الشبكية معًا في نفس المستوى البصري تمامًا. قد لا تحتوي المشاهد التلسكوبية على تعويض اختلاف المنظر لأنها يمكن أن تؤدي بشكل مقبول للغاية دون تحسين المنظر مع تعديل البصر بشكل دائم للمسافة التي تناسب الاستخدام المقصود. مسافات تعديل اختلاف المنظر النموذجية للمصنع للصيد المتداخل هي 100 & # 160yd أو 100 & # 160 مترًا لجعلها مناسبة لطلقات الصيد التي نادرًا ما تتجاوز 300 & # 160 ياردة / م. يمكن تعديل بعض المشاهد التلسكوبية ذات الطراز العسكري والأهداف دون تعويض المنظر لتكون خالية من المنظر في نطاقات تصل إلى 300 & # 160 ياردة / م لجعلها أكثر ملاءمة للاستهداف في نطاقات أطول. [ بحاجة لمصدر ] نطاقات الحواف ، والبنادق ، ومحمل muzzleload لها إعدادات اختلاف المنظر أقصر ، عادة 50 & # 160 ياردة / م [ بحاجة لمصدر ] لنطاقات rimfire و 100 & # 160yd / م [ بحاجة لمصدر ] للبنادق و muzzleloaders. غالبًا ما توجد نطاقات للبنادق الهوائية مع اختلاف المنظر القابل للتعديل ، عادةً في شكل هدف قابل للتعديل ، أو AO. قد يتم ضبط هذه لأسفل حتى 3 & # 160 ياردة (2.74 & # 160 م). [ بحاجة لمصدر ]

تتمتع المشاهد العاكسة أو "المنعكسة" غير المكبرة بالقدرة على أن تكون "خالية من المنظر" نظريًا. ولكن نظرًا لأن هذه المشاهد تستخدم ضوء موازاة موازية ، فإن هذا يكون صحيحًا فقط عندما يكون الهدف عند اللانهاية. على مسافات محدودة ، ستؤدي حركة العين المتعامدة مع الجهاز إلى حركة اختلاف المنظر في الصورة الشبكية بالعلاقة الدقيقة مع موضع العين في العمود الأسطواني للضوء الذي تم إنشاؤه بواسطة البصريات الموازية. [26] [27] مشاهد السلاح الناري ، مثل بعض مشاهد النقطة الحمراء ، تحاول تصحيح ذلك من خلال عدم تركيز شبكاني في اللانهاية ، ولكن بدلاً من ذلك على مسافة محدودة ، نطاق مستهدف مصمم حيث ستظهر الشبكة القليل من الحركة بسبب المنظر. [26] بعض الشركات المصنعة لنماذج رؤية عاكسات السوق يسمونها "خالية من اختلاف المنظر" ، [28] ولكن هذا يشير إلى نظام بصري يعوض الانحراف الكروي خارج المحور ، وهو خطأ بصري ناتج عن المرآة الكروية المستخدمة في الرؤية والتي يمكن أن تسبب موضع شبكي للابتعاد عن المحور البصري للمشهد مع تغيير في موضع العين. [29] [30]


محتويات

في قاعدة السلم أساسي قياسات المسافة ، حيث يتم تحديد المسافات بشكل مباشر ، مع عدم وجود افتراضات مادية حول طبيعة الكائن المعني. القياس الدقيق لمواضع النجوم هو جزء من تخصص قياس الفلك.

الوحدة الفلكية تحرير

تستند قياسات المسافة المباشرة إلى الوحدة الفلكية (AU) ، والتي يتم تعريفها على أنها متوسط ​​المسافة بين الأرض والشمس. توفر قوانين كبلر نسبًا دقيقة لأحجام مدارات الأجسام التي تدور حول الشمس ، ولكنها لا توفر قياسًا للمقياس الكلي لنظام المدار. يستخدم الرادار لقياس المسافة بين مدارات الأرض والجسم الثاني. من هذا القياس ونسبة حجمي المدار ، يتم حساب حجم مدار الأرض. يُعرف مدار الأرض بدقة مطلقة تبلغ بضعة أمتار ودقة نسبية لبضعة أجزاء في 100 مليار (1 × 10 −11).

من الناحية التاريخية ، كانت ملاحظات عبور كوكب الزهرة حاسمة في تحديد الاتحاد الأفريقي في النصف الأول من القرن العشرين ، كما كانت ملاحظات الكويكبات مهمة أيضًا. في الوقت الحالي ، يتم تحديد مدار الأرض بدقة عالية باستخدام قياسات الرادار للمسافات إلى كوكب الزهرة والكواكب والكويكبات القريبة الأخرى ، [2] ومن خلال تتبع المركبات الفضائية بين الكواكب في مداراتها حول الشمس من خلال النظام الشمسي.

تحرير المنظر

تأتي أهم قياسات المسافة الأساسية من اختلاف المنظر المثلثي. عندما تدور الأرض حول الشمس ، يبدو أن موقع النجوم القريبة يتحول قليلاً مقابل الخلفية البعيدة. هذه التحولات هي زوايا في مثلث متساوي الساقين ، مع 2 AU (المسافة بين المواضع القصوى لمدار الأرض حول الشمس) تجعل الساق الأساسية للمثلث والمسافة إلى النجم هي الأرجل الطويلة المتساوية الطول. مقدار الانزياح صغير جدًا ، حيث يقيس 1 ثانية قوسية لجسم على مسافة 1 فرسخ فلكي (3.26 سنة ضوئية) من أقرب النجوم ، وبعد ذلك يتناقص مقدار الزاوي مع زيادة المسافة. عادةً ما يعبر علماء الفلك عن المسافات بوحدات من الفرسخ (المنظر الثواني القوسية) تُستخدم السنوات الضوئية في الوسائط الشعبية.

نظرًا لأن المنظر يصبح أصغر لمسافة نجمية أكبر ، لا يمكن قياس المسافات المفيدة إلا للنجوم القريبة بدرجة كافية بحيث يكون اختلاف المنظر أكبر بعدة مرات من دقة القياس. في التسعينيات ، على سبيل المثال ، حصلت مهمة Hipparcos على مناظير لما يزيد عن مائة ألف نجم بدقة تصل إلى حوالي ملي ثانية ، [3] مما وفر مسافات مفيدة للنجوم تصل إلى بضع مئات من الفرسخ. يمتلك تلسكوب هابل WFC3 الآن القدرة على توفير دقة تتراوح من 20 إلى 40 مجهريثانية قوسية ، مما يتيح قياسات موثوقة للمسافات تصل إلى 5000 فرسخ فلكي (16000 ليلي) لأعداد صغيرة من النجوم. [4] [5] في عام 2018 ، يوفر إصدار البيانات 2 من مهمة جايا الفضائية مسافات دقيقة مماثلة لمعظم النجوم الأكثر سطوعًا من القوة 15. [6]

النجوم لها سرعة متناسبة مع الشمس تسبب الحركة المناسبة (عرضية عبر السماء) والسرعة الشعاعية (الحركة باتجاه الشمس أو بعيدًا عنها). يتم تحديد الأول من خلال رسم الموقع المتغير للنجوم على مدى سنوات عديدة ، بينما يأتي الأخير من قياس انزياح دوبلر لطيف النجم الناتج عن الحركة على طول خط البصر. بالنسبة لمجموعة من النجوم من نفس الفئة الطيفية ونطاق حجم مماثل ، يمكن اشتقاق متوسط ​​اختلاف المنظر من التحليل الإحصائي للحركات المناسبة بالنسبة إلى سرعاتها الشعاعية. تعد طريقة المنظر الإحصائي هذه مفيدة في قياس مسافات النجوم الساطعة التي تتجاوز 50 فرسخًا فلكيًا والنجوم المتغيرة العملاقة ، بما في ذلك Cepheids ومتغيرات RR Lyrae. [7]

توفر حركة الشمس عبر الفضاء خطًا أساسيًا أطول يزيد من دقة قياسات اختلاف المنظر ، والمعروفة باسم المنظر العلماني. بالنسبة للنجوم في قرص مجرة ​​درب التبانة ، يتوافق هذا مع متوسط ​​خط أساس قدره 4 وحدات فلكية في السنة ، بينما بالنسبة لنجوم الهالة ، فإن خط الأساس هو 40 وحدة فلكية في السنة. بعد عدة عقود ، يمكن أن يكون خط الأساس بأحجام أكبر من خط الأساس الأرضي والشمس المستخدم في اختلاف المنظر التقليدي. ومع ذلك ، فإن المنظر العلماني يقدم مستوى أعلى من عدم اليقين لأن السرعة النسبية للنجوم المرصودة غير معروفة إضافية. عند تطبيقه على عينات من عدة نجوم ، يمكن تقليل عدم اليقين ويتناسب عكسياً مع الجذر التربيعي لحجم العينة. [10]

اختلاف اختلاف الكتلة المتحرك هو تقنية يمكن من خلالها استخدام حركات النجوم الفردية في عنقود نجمي قريب لإيجاد المسافة إلى العنقود. العناقيد المفتوحة فقط قريبة بما يكفي لتكون هذه التقنية مفيدة. على وجه الخصوص ، كانت المسافة التي تم الحصول عليها من Hyades تاريخياً خطوة مهمة في سلم المسافة.

يمكن أن يكون للكائنات الفردية الأخرى تقديرات أساسية للمسافة تم وضعها لها في ظل ظروف خاصة. إذا كان من الممكن ملاحظة تمدد سحابة غازية ، مثل بقايا مستعر أعظم أو سديم كوكبي ، بمرور الوقت ، فعندئذٍ توسع المنظر يمكن تقدير المسافة إلى تلك السحابة. لكن هذه القياسات تعاني من عدم اليقين في انحراف الجسم عن كروية. يمكن أيضًا تقدير مسافة النجوم الثنائية التي هي ثنائيات بصرية وطيفية بوسائل مماثلة ، ولا تعاني من عدم اليقين الهندسي أعلاه. السمة المشتركة لهذه الطرق هي أن قياس الحركة الزاوية يتم دمجه مع قياس السرعة المطلقة (يتم الحصول عليها عادةً من خلال تأثير دوبلر). يأتي تقدير المسافة من حساب المسافة التي يجب أن يكون عليها الجسم حتى تظهر سرعته المطلقة المرصودة مع الحركة الزاوية المرصودة.

يمكن أن تعطي مناظر التمدد على وجه الخصوص تقديرات أساسية للمسافات بالنسبة للأجسام البعيدة جدًا ، لأن مقذوفات المستعرات الأعظمية لها سرعات تمدد كبيرة وأحجام كبيرة (مقارنة بالنجوم). علاوة على ذلك ، يمكن ملاحظتها باستخدام مقاييس التداخل الراديوية التي يمكنها قياس الحركات الزاوية الصغيرة جدًا. تتحد هذه لتوفر تقديرات أساسية للمسافات للمستعرات الأعظمية في المجرات الأخرى. [11] على الرغم من قيمة مثل هذه الحالات ، إلا أنها نادرة جدًا ، لذا فهي بمثابة اختبارات اتساق مهمة على سلم المسافة بدلاً من خطوات العمود الفقري في حد ذاتها.

تنتمي جميع الأجسام الفلكية المستخدمة كمؤشرات مادية للمسافة تقريبًا إلى فئة ذات سطوع معروف. بمقارنة اللمعان المعروف بالسطوع المرصود لكائن ما ، يمكن حساب المسافة إلى الكائن باستخدام قانون التربيع العكسي. تسمى هذه الأشياء ذات السطوع المعروف الشموع القياسيةصاغها هنريتا سوان ليفيت. [12]

يمكن التعبير عن سطوع الكائن من حيث الحجم المطلق. هذه الكمية مشتقة من لوغاريتم لمعانها كما يُرى من مسافة 10 فرسخ فلكي. يمكن قياس المقدار الظاهر ، المقدار الذي يراه المراقب (أداة تسمى مقياس الضغط) ، واستخدامه مع المقدار المطلق لحساب المسافة د للكائن في فرسخ فلكي [13] على النحو التالي:

أين م هو الحجم الظاهر ، و م الحجم المطلق. لكي يكون هذا دقيقًا ، يجب أن يكون كلا المقدارين في نفس نطاق التردد ولا يمكن أن تكون هناك حركة نسبية في الاتجاه الشعاعي. هناك حاجة إلى بعض الوسائل لتصحيح الانقراض بين النجوم ، والتي تجعل الأشياء تبدو أكثر خفوتًا وأكثر حمراء ، خاصة إذا كان الكائن يقع داخل منطقة متربة أو غازية. [14] يُطلق على الاختلاف بين المقادير المطلقة والواضحة لجسم ما معامل المسافة ، والمسافات الفلكية ، خاصةً بين المجرات ، يتم جدولتها أحيانًا بهذه الطريقة.

تحرير المشاكل

توجد مشكلتان لأي فئة من الشموع القياسية. العامل الأساسي هو المعايرة ، أي تحديد الحجم المطلق للشمعة بالضبط. يتضمن ذلك تحديد الفصل جيدًا بما يكفي للتعرف على الأعضاء ، وإيجاد عدد كافٍ من أعضاء تلك الفئة بمسافات معروفة للسماح بتحديد حجمهم الحقيقي المطلق بدقة كافية. تكمن المشكلة الثانية في التعرف على أعضاء الفصل ، وعدم استخدام معايرة شمعة قياسية على شيء لا ينتمي إلى الفصل عن طريق الخطأ. في المسافات البعيدة ، حيث يرغب المرء بشدة في استخدام مؤشر المسافة ، يمكن أن تكون مشكلة التعرف هذه خطيرة للغاية.

هناك مشكلة مهمة في الشموع القياسية وهي السؤال المتكرر عن مدى معياريتها. على سبيل المثال ، يبدو أن جميع الملاحظات تشير إلى أن المستعرات الأعظمية من النوع Ia التي لها مسافة معروفة لها نفس السطوع (مصححًا من خلال شكل منحنى الضوء). تتم مناقشة أساس هذا التقارب في السطوع أدناه ، ومع ذلك ، هناك احتمال أن يكون للمستعرات الأعظمية البعيدة من النوع Ia خصائص مختلفة عن المستعرات الأعظمية القريبة من النوع Ia. يعد استخدام المستعرات الأعظمية من النوع Ia أمرًا بالغ الأهمية في تحديد النموذج الكوني الصحيح. إذا كانت خصائص المستعرات الأعظمية من النوع Ia مختلفة بالفعل على مسافات كبيرة ، أي إذا كان استقراء معايرتها على مسافات عشوائية غير صحيح ، فإن تجاهل هذا الاختلاف يمكن أن يؤدي إلى تحيز خطير في إعادة بناء المعلمات الكونية ، ولا سيما إعادة بناء معامل كثافة المادة . [15] [ التوضيح المطلوب ]

يمكن رؤية أن هذه ليست مجرد قضية فلسفية من تاريخ قياسات المسافة باستخدام متغيرات Cepheid. في الخمسينيات من القرن الماضي ، اكتشف والتر بادي أن متغيرات سيفيد القريبة المستخدمة لمعايرة الشمعة القياسية كانت من نوع مختلف عن تلك المستخدمة في قياس المسافات إلى المجرات القريبة. كانت متغيرات Cepheid القريبة عبارة عن مجموعة نجوم ذات محتوى معدني أعلى بكثير من السكان البعيدين II نجوم. نتيجة لذلك ، كانت نجوم المجموعة الثانية في الواقع أكثر إشراقًا مما كان يُعتقد ، وعندما تم التصحيح ، كان لهذا تأثير مضاعفة المسافات إلى العناقيد الكروية ، والمجرات القريبة ، وقطر مجرة ​​درب التبانة.

موجات الجاذبية التي تنشأ من المرحلة الملهمة للأنظمة الثنائية المدمجة ، مثل النجوم النيوترونية أو الثقوب السوداء ، لها خاصية مفيدة وهي أن الطاقة المنبعثة كإشعاع ثقالي تأتي حصريًا من الطاقة المدارية للزوج ، ويمكن ملاحظة الانكماش الناتج في مداراتهما بشكل مباشر كزيادة في وتيرة موجات الجاذبية المنبعثة. بالترتيب الأولي ، معدل تغير التردد f < displaystyle f> يُعطى بواسطة [16] [17]: 38

من خلال مراقبة شكل الموجة ، يمكن حساب كتلة الزقزقة ومن ثم القدرة (معدل انبعاث الطاقة) لموجات الجاذبية. وبالتالي ، فإن مصدر موجة الجاذبية هذا هو صفارات الانذار القياسية جهارة صوت معروف. [20] [17]

تمامًا كما هو الحال مع الشموع القياسية ، في ضوء الاتساع المنبعث والمستقبل ، يحدد قانون التربيع العكسي المسافة إلى المصدر. ومع ذلك ، هناك بعض الاختلافات مع الشموع القياسية. لا تنبعث موجات الجاذبية بشكل متناحي ، ولكن قياس استقطاب الموجة يوفر معلومات كافية لتحديد زاوية الانبعاث. تحتوي كاشفات الموجات الثقالية أيضًا على مخططات متباينة الخواص الهوائي ، لذا فإن موضع المصدر في السماء بالنسبة إلى أجهزة الكشف ضروري لتحديد زاوية الاستقبال. بشكل عام ، إذا تم اكتشاف موجة بواسطة شبكة من ثلاثة أجهزة كشف في مواقع مختلفة ، فستقوم الشبكة بقياس معلومات كافية لإجراء هذه التصحيحات والحصول على المسافة. على عكس الشموع القياسية أيضًا ، لا تحتاج موجات الجاذبية إلى معايرة مقابل مقاييس المسافة الأخرى. يتطلب قياس المسافة بالطبع معايرة كاشفات موجات الجاذبية ، ولكن بعد ذلك تُعطى المسافة بشكل أساسي كمضاعف الطول الموجي لضوء الليزر المستخدم في مقياس تداخل الموجة الثقالية.

هناك اعتبارات أخرى تحد من دقة هذه المسافة ، إلى جانب معايرة الكاشف. لحسن الحظ ، لا تتعرض موجات الجاذبية للانقراض بسبب وسط امتصاص متداخل. لكنهم نكون تخضع لعدسات الجاذبية ، بنفس طريقة الضوء. إذا كانت الإشارة معاكسة بقوة ، فقد يتم استقبالها كأحداث متعددة ، مفصولة في الوقت المناسب (التناظرية للصور المتعددة لكوازار ، على سبيل المثال).أقل سهولة في التمييز والتحكم هو تأثير العدسة الضعيفة ، حيث يتأثر مسار الإشارة عبر الفضاء بالعديد من أحداث التكبير وإلغاء التكبير الصغيرة. سيكون هذا مهمًا للإشارات الناشئة عن الانزياحات الحمراء الكونية الأكبر من 1. وأخيرًا ، يصعب على شبكات الكاشف قياس استقطاب الإشارة بدقة إذا تمت ملاحظة النظام الثنائي تقريبًا وجهاً لوجه [21] هذه الإشارات تعاني من أخطاء أكبر بكثير في قياس المسافة. لسوء الحظ ، تشع الثنائيات بشدة عموديًا على المستوى المداري ، لذا فإن إشارات الوجه أقوى في جوهرها وأكثرها شيوعًا.

إذا كان الثنائي يتكون من زوج من النجوم النيوترونية ، فسيكون اندماجهم مصحوبًا بانفجار كيلونوفا / hypernova قد يسمح بتحديد الموقع بدقة بواسطة التلسكوبات الكهرومغناطيسية. في مثل هذه الحالات ، يسمح الانزياح الأحمر للمجرة المضيفة بتحديد ثابت هابل H 0 >. [19] كان هذا هو الحال بالنسبة لـ GW170817 ، والذي تم استخدامه لإجراء أول قياس من هذا القبيل. [22] حتى إذا لم يكن بالإمكان تحديد نظير كهرومغناطيسي لمجموعة من الإشارات ، فمن الممكن استخدام طريقة إحصائية لاستنتاج قيمة H 0 < displaystyle H_ <0>>. [19]

فئة أخرى من مؤشرات المسافة المادية هي المسطرة القياسية. في عام 2008 ، تم اقتراح أقطار المجرة كحاكم معياري محتمل لتحديد المعلمة الكونية. [23] في الآونة الأخيرة تم استخدام المقياس الفيزيائي المطبوع بواسطة اهتزازات الباريون الصوتية (BAO) في الكون المبكر. في بدايات الكون (قبل إعادة التركيب) ، تتشتت الباريونات والفوتونات عن بعضها البعض ، وتشكل سائلًا متقاربًا بإحكام يمكنه دعم الموجات الصوتية. يتم الحصول على الموجات من خلال اضطرابات الكثافة البدائية ، وتنتقل بسرعة يمكن التنبؤ بها من كثافة الباريون وغيرها من المعلمات الكونية. تحدد المسافة الإجمالية التي يمكن أن تقطعها هذه الموجات الصوتية قبل إعادة التركيب مقياسًا ثابتًا ، والذي يتمدد ببساطة مع الكون بعد إعادة التركيب. لذلك يوفر BAO مسطرة قياسية يمكن قياسها في مسوحات المجرات من تأثير الباريونات على تكتل المجرات. تتطلب هذه الطريقة مسحًا مكثفًا للمجرة من أجل جعل هذا المقياس مرئيًا ، ولكن تم قياسه بدقة على مستوى النسبة المئوية (انظر التذبذبات الصوتية للباريون). يعتمد المقياس على المعلمات الكونية مثل كثافة الباريون والمادة وعدد النيوترينوات ، لذا فإن المسافات التي تعتمد على BAO تعتمد بشكل أكبر على النموذج الكوني من تلك المعتمدة على القياسات المحلية.

يمكن أيضًا استخدام صدى الضوء كحاكم معياري ، [24] [25] على الرغم من صعوبة قياس هندسة المصدر بشكل صحيح. [26] [27]

مع استثناءات قليلة ، لا تتوفر المسافات التي تستند إلى القياسات المباشرة إلا لحوالي ألف فرسخ فلكي ، وهو جزء متواضع من مجرتنا. بالنسبة للمسافات التي تتجاوز ذلك ، تعتمد المقاييس على الافتراضات المادية ، أي التأكيد على أن المرء يتعرف على الكائن المعني ، وأن فئة الأشياء متجانسة بدرجة كافية بحيث يمكن استخدام أعضائها لتقدير المسافة بشكل هادف.

تشمل مؤشرات المسافة المادية ، المستخدمة في مقاييس المسافات الأكبر تدريجيًا ، ما يلي:

    ، يستخدم المعلمات المدارية للثنائيات المرئية لقياس كتلة النظام ، ومن ثم استخدام علاقة الكتلة واللمعان لتحديد اللمعان
      - في العقد الماضي ، أصبح قياس المعلمات الأساسية للثنائيات الكسوف ممكنًا باستخدام تلسكوبات فئة 8 أمتار. هذا يجعل من الممكن استخدامها كمؤشرات للمسافة. في الآونة الأخيرة ، تم استخدامها لإعطاء تقديرات المسافة المباشرة إلى سحابة ماجلان الكبيرة (LMC) ، سحابة ماجلان الصغيرة (SMC) ، مجرة ​​أندروميدا ومجرة المثلث. تقدم ثنائيات الكسوف طريقة مباشرة لقياس المسافة إلى المجرات إلى مستوى جديد محسّن من الدقة بنسبة 5٪ وهو أمر ممكن مع التكنولوجيا الحالية إلى مسافة حوالي 3 Mpc (3 ملايين فرسخ فلكي). [28]
      (TRGB) مؤشر المسافة. (PNLF) (GCLF) (SBF)

    تركيب التسلسل الرئيسي تحرير

    عندما يتم رسم الحجم المطلق لمجموعة من النجوم مقابل التصنيف الطيفي للنجم ، في مخطط Hertzsprung-Russell ، تم العثور على أنماط تطورية تتعلق بكتلة النجم وعمره وتكوينه. على وجه الخصوص ، خلال فترة احتراق الهيدروجين ، تقع النجوم على طول منحنى في الرسم التخطيطي يسمى التسلسل الرئيسي. بقياس هذه الخصائص من طيف النجم ، يمكن تحديد موضع نجم التسلسل الرئيسي على مخطط H-R ، وبالتالي تقدير الحجم المطلق للنجم. تسمح مقارنة هذه القيمة مع الحجم الظاهري بتحديد المسافة التقريبية ، بعد تصحيح الانقراض بين النجوم للسطوع بسبب الغاز والغبار.

    في مجموعة نجمية مرتبطة بالجاذبية مثل Hyades ، تكونت النجوم في نفس العمر تقريبًا وتقع على نفس المسافة. يسمح هذا بتركيب تسلسل رئيسي دقيق نسبيًا ، مما يوفر تحديدًا للعمر والمسافة.

    مؤشرات المسافة خارج المجرة [31]
    طريقة عدم اليقين لمجرة واحدة (ماج) المسافة إلى برج العذراء الكتلة (Mpc) النطاق (Mpc)
    السيفيد الكلاسيكي 0.16 15–25 29
    نوفي 0.4 21.1 ± 3.9 20
    وظيفة لمعان السديم الكوكبي 0.3 15.4 ± 1.1 50
    وظيفة لمعان الكتلة الكروية 0.4 18.8 ± 3.8 50
    تقلبات سطوع السطح 0.3 15.9 ± 0.9 50
    علاقة سيجما د 0.5 16.8 ± 2.4 & GT 100
    اكتب Ia Supernovae 0.10 19.4 ± 5.0 & GT 1000

    مقياس المسافة خارج المجرة عبارة عن سلسلة من التقنيات المستخدمة اليوم من قبل علماء الفلك لتحديد مسافة الأجسام الكونية خارج مجرتنا ، والتي لا يمكن الحصول عليها بسهولة بالطرق التقليدية. تستخدم بعض الإجراءات خصائص هذه الأجسام ، مثل النجوم والعناقيد الكروية والسدم والمجرات ككل. تعتمد الطرق الأخرى بشكل أكبر على إحصائيات واحتمالات أشياء مثل عناقيد المجرات بأكملها.

    تعديل تأثير ويلسون - بابو

    تم اكتشافه في عام 1956 بواسطة Olin Wilson و M.K. Vainu Bappu ، تأثير ويلسون-بابو يستخدم التأثير المعروف باسم المنظر الطيفي. العديد من النجوم لها سمات في أطيافها ، مثل خط الكالسيوم K ، والتي تشير إلى حجمها المطلق. يمكن بعد ذلك حساب المسافة إلى النجم من مقدارها الظاهري باستخدام معامل المسافة.

    هناك قيود رئيسية على هذه الطريقة لإيجاد مسافات نجمية. لمعايرة شدة الخط الطيفي دقة محدودة وتتطلب تصحيحًا للانقراض بين النجوم. على الرغم من أن هذه الطريقة من الناحية النظرية لديها القدرة على توفير حسابات موثوقة للمسافات للنجوم حتى 7 ميغا فرسخ (Mpc) ، إلا أنها تستخدم بشكل عام فقط للنجوم التي تصل سرعتها إلى مئات الكيلوبرسك (kpc).

    تحرير Cepheids الكلاسيكية

    بعيدًا عن مدى تأثير تأثير ويلسون وبابو ، تعتمد الطريقة التالية على علاقة اللمعان بالفترة للنجوم المتغيرة Cepheid الكلاسيكية. يمكن استخدام العلاقة التالية لحساب المسافة إلى Cepheids الكلاسيكية المجرة وخارج المجرة:

    تعقد العديد من المشكلات استخدام Cepheids كشموع قياسية وتتم مناقشتها بنشاط ، أهمها: طبيعة وخطية علاقة اللمعان الفترة في نطاقات المرور المختلفة وتأثير الفلزية على كل من نقطة الصفر والمنحدر لتلك العلاقات ، وتأثيرات التلوث الضوئي (المزج) وقانون الانقراض المتغير (غير المعروف عادة) على مسافات سيفيد. [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41] [42]

    نتج عن هذه الأمور التي لم يتم حلها قيمًا تم الاستشهاد بها لثابت هابل تتراوح بين 60 كم / ث / م ب ث و 80 كم / ث / م ث. يعد حل هذا التناقض إحدى المشكلات الرئيسية في علم الفلك نظرًا لأن بعض المعلمات الكونية للكون قد تكون مقيدة بشكل أفضل من خلال توفير قيمة دقيقة لثابت هابل. [43] [44]

    كانت النجوم المتغيرة Cepheid هي الأداة الرئيسية في استنتاج إدوين هابل عام 1923 بأن M31 (أندروميدا) كانت مجرة ​​خارجية ، على عكس سديم أصغر داخل مجرة ​​درب التبانة. كان قادرًا على حساب المسافة من M31 إلى 285 Kpc ، بقيمة اليوم 770 Kpc.

    كما تم اكتشافه حتى الآن ، تحتوي NGC 3370 ، وهي مجرة ​​حلزونية في كوكبة الأسد ، على الأبعد من القيفانيات التي تم العثور عليها حتى الآن على مسافة 29 Mpc. النجوم المتغيرة Cepheid ليست بأي حال من الأحوال علامات مسافة مثالية: في المجرات القريبة لديها خطأ بحوالي 7٪ وخطأ يصل إلى 15٪ للأبعد.

    سوبر نوفا تحرير

    هناك عدة طرق مختلفة يمكن من خلالها استخدام المستعرات الأعظمية لقياس المسافات خارج المجرة.

    قياس الفوسفور الضوئي للمستعر الأعظم

    يمكننا أن نفترض أن المستعر الأعظم يتمدد بطريقة متناظرة كرويًا. إذا كان المستعر الأعظم قريبًا بدرجة كافية بحيث يمكننا قياس المدى الزاوي ، θ(ر) ، من الغلاف الضوئي الخاص به ، يمكننا استخدام المعادلة

    أين ω هي السرعة الزاوية ، θ هو المدى الزاوي. من أجل الحصول على قياس دقيق ، من الضروري إجراء ملاحظتين مفصولة بالوقت Δر. في وقت لاحق ، يمكننا استخدام

    حيث d هي المسافة إلى المستعر الأعظم ، الخامسej هي السرعة الشعاعية لقذف المستعر الأعظم (يمكن افتراض ذلك الخامسej يساوي الخامسθ إذا كانت متناظرة كرويًا).

    تعمل هذه الطريقة فقط إذا كان المستعر الأعظم قريبًا بدرجة كافية لتتمكن من قياس الغلاف الضوئي بدقة. وبالمثل ، فإن غلاف الغاز المتوسع ليس في الحقيقة كرويًا تمامًا ولا جسمًا أسودًا مثاليًا. كما يمكن أن يعيق الانقراض بين النجوم القياسات الدقيقة للغلاف الضوئي. تتفاقم هذه المشكلة بسبب انهيار النواة المستعر الأعظم. كل هذه العوامل تساهم في خطأ المسافة بنسبة تصل إلى 25٪.

    اكتب Ia light curves Edit

    تعد المستعرات الأعظمية من النوع Ia من أفضل الطرق لتحديد المسافات خارج المجرة. يحدث Ia عندما يبدأ نجم قزم أبيض ثنائي في تجميع مادة من نجمه المصاحب. عندما يكتسب القزم الأبيض المادة ، يصل في النهاية إلى حد Chandrasekhar البالغ 1.4 M ⊙ < displaystyle 1.4M _ < odot >>.

    بمجرد الوصول إليه ، يصبح النجم غير مستقر ويخضع لتفاعل اندماج نووي جامح. نظرًا لأن جميع المستعرات الأعظمية من النوع Ia تنفجر بنفس الكتلة تقريبًا ، فإن مقاديرها المطلقة كلها متشابهة. هذا يجعلها مفيدة للغاية مثل الشموع القياسية. جميع المستعرات الأعظمية من النوع Ia لها حجم أزرق قياسي ومرئي

    لذلك ، عند ملاحظة مستعر أعظم من النوع Ia ، إذا كان من الممكن تحديد مقدار ذروته ، فيمكن عندئذٍ حساب المسافة. ليس من الضروري جوهريًا التقاط المستعر الأعظم مباشرةً عند ذروته باستخدام شكل منحنى الضوء متعدد الألوان طريقة (MLCS) ، تتم مقارنة شكل منحنى الضوء (المأخوذ في أي وقت معقول بعد الانفجار الأولي) بمجموعة من المنحنيات ذات المعلمات التي ستحدد المقدار المطلق عند أقصى سطوع. تدخل هذه الطريقة أيضًا حيز التنفيذ الانقراض / التعتيم بين النجوم من الغبار والغاز.

    وبالمثل ، فإن طريقة التمدد يناسب منحنيات ضوء حجم المستعر الأعظم المعين لمنحنى ضوء القالب. هذا القالب ، على عكس كونه عدة منحنيات ضوئية بأطوال موجية مختلفة (MLCS) ، هو مجرد منحنى ضوئي واحد تم تمديده (أو ضغطه) بمرور الوقت. باستخدام هذا عامل التمدد، يمكن تحديد حجم الذروة. [45]

    يعد استخدام المستعرات الأعظمية من النوع Ia أحد أكثر الطرق دقة ، خاصة وأن انفجارات المستعرات الأعظمية يمكن رؤيتها على مسافات بعيدة (تضاهي لمعانها تلك الخاصة بالمجرة التي تقع فيها) ، أبعد بكثير من المتغيرات القيفائية (500 مرة أبعد) لقد تم تخصيص الكثير من الوقت لتحسين هذه الطريقة. يقترب عدم اليقين الحالي من 5٪ فقط ، وهو ما يقابل حالة عدم يقين تبلغ 0.1 درجة فقط.

    المستجدات في تحديد المسافة تحرير

    يمكن استخدام المستعرات بنفس طريقة استخدام المستعرات الأعظمية لاشتقاق مسافات خارج المجرة. هناك علاقة مباشرة بين الحجم الأقصى للمستعر ووقت انخفاض ضوءه المرئي بمقدار ضعفين. تظهر هذه العلاقة على أنها:

    بعد تلاشي المستعرات ، تكون ساطعة مثل النجوم المتغيرة Cepheid الأكثر لمعانًا ، وبالتالي فإن كلا التقنيتين لهما نفس المسافة القصوى تقريبًا:

    20 مليون قطعة. ينتج الخطأ في هذه الطريقة عدم يقين بحجم حوالي ± 0.4

    تحرير وظيفة سطوع الكتلة الكروية

    استنادًا إلى طريقة مقارنة لمعان الحشود الكروية (الموجودة في الهالات المجرية) من المجرات البعيدة إلى تلك الموجودة في عنقود العذراء ، تحمل دالة لمعان الكتلة الكروية عدم يقين للمسافة بحوالي 20٪ (أو 0.4 درجة).

    حاول عالم الفلك الأمريكي ويليام ألفين بوم لأول مرة استخدام العناقيد الكروية لقياس المجرات الإهليلجية البعيدة. قارن بين الحشود الكروية الأكثر سطوعًا في مجرة ​​العذراء A مع تلك الموجودة في أندروميدا ، بافتراض أن لمعان العناقيد كان هو نفسه في كليهما. بمعرفة المسافة إلى أندروميدا ، افترض Baum وجود علاقة مباشرة وتقدير مسافة العذراء.

    استخدم Baum مجموعة كروية واحدة فقط ، لكن التكوينات الفردية غالبًا ما تكون شموعًا قياسية ضعيفة. افترض عالم الفلك الكندي رينيه راسين أن استخدام وظيفة لمعان الكتلة الكروية (GCLF) سيؤدي إلى تقريب أفضل. يتم إعطاء عدد المجموعات الكروية كدالة للحجم من خلال:

    أين م0 هو حجم دوران ، م0 هو حجم كتلة العذراء ، وسيغما هو التشتت

    من المهم أن نتذكر أنه من المفترض أن الحشود الكروية لها نفس اللمعان تقريبًا داخل الكون. لا توجد وظيفة لمعان الكتلة الكروية الشاملة التي تنطبق على جميع المجرات.

    تحرير وظيفة سديم الكواكب

    مثل طريقة GCLF ، يمكن استخدام تحليل رقمي مماثل للسدم الكوكبية (لاحظ استخدام أكثر من واحدة!) داخل المجرات البعيدة. تم اقتراح وظيفة لمعان السديم الكوكبي (PNLF) لأول مرة في أواخر السبعينيات من قبل هولاند كول وديفيد جينر. اقترحوا أن جميع السدم الكوكبية قد يكون لها سطوع جوهري متشابه ، محسوب الآن على أنه M = −4.53. هذا من شأنه أن يجعلهم شموعًا قياسية محتملة لتحديد المسافات خارج المجرة.

    اقترح عالم الفلك جورج هوارد جاكوبي وزملاؤه لاحقًا أن وظيفة PNLF تساوي:

    حيث N (M) هو عدد السديم الكوكبي ، مع الحجم المطلق M. M * يساوي السديم ذو الحجم الأكثر سطوعًا.

    طريقة تذبذب سطوع السطح تحرير

    تتعامل الطريقة التالية مع الخصائص العامة المتأصلة للمجرات. هذه الطرق ، على الرغم من اختلاف نسب الخطأ ، لديها القدرة على جعل تقديرات المسافة تتجاوز 100 Mpc ، على الرغم من أنها عادة ما يتم تطبيقها محليًا بشكل أكبر.

    تستفيد طريقة تقلب سطوع السطح (SBF) من استخدام كاميرات CCD على التلسكوبات. بسبب التقلبات المكانية في سطوع سطح المجرة ، تلتقط بعض وحدات البكسل الموجودة في هذه الكاميرات عددًا من النجوم أكثر من غيرها. ومع ذلك ، مع زيادة المسافة ، ستصبح الصورة أكثر سلاسة بشكل متزايد. يصف تحليل هذا حجم التباين من بكسل إلى بكسل ، والذي يرتبط ارتباطًا مباشرًا بمسافة المجرة.

    تحرير علاقة سيجما د

    علاقة Sigma-D (أو علاقة Σ-D) ، المستخدمة في المجرات الإهليلجية ، تربط القطر الزاوي (D) للمجرة بسرعة تشتتها. من المهم وصف ما تمثله D بالضبط ، من أجل فهم هذه الطريقة. وبصورة أدق ، فإن القطر الزاوي للمجرة يصل إلى مستوى سطوع السطح البالغ 20.75 B-mag arcsec −2. إن سطوع السطح هذا مستقل عن المسافة الفعلية للمجرة عنا. بدلاً من ذلك ، يتناسب D عكسياً مع مسافة المجرة ، ويُشار إليها بالرمز d. وبالتالي ، فإن هذه العلاقة لا تستخدم الشموع القياسية. بدلاً من ذلك ، يوفر D مسطرة قياسية. هذه العلاقة بين D و هي

    تسجيل ⁡ (د) = 1.333 سجل ⁡ (Σ) + ج

    حيث C ثابت يعتمد على المسافة إلى عناقيد المجرات. [46]

    هذه الطريقة لديها القدرة على أن تصبح واحدة من أقوى الطرق لحسابات المسافة المجرية ، وربما تتجاوز نطاق حتى طريقة Tully-Fisher. ومع ذلك ، اعتبارًا من اليوم ، لم تعد المجرات الإهليلجية ساطعة بدرجة كافية لتوفير معايرة لهذه الطريقة من خلال استخدام تقنيات مثل Cepheids. بدلاً من ذلك ، تتم المعايرة باستخدام طرق أكثر بدائية.

    هناك حاجة لتتابع مؤشرات المسافة ، وهو سلم المسافة ، لتحديد المسافات إلى المجرات الأخرى. والسبب هو أن الأجسام الساطعة بدرجة كافية ليتم التعرف عليها وقياسها في مثل هذه المسافات نادرة جدًا بحيث لا يوجد سوى القليل منها أو لا يوجد منها على الإطلاق ، لذلك هناك عدد قليل جدًا من الأمثلة القريبة بما يكفي مع اختلاف المنظر المثلثي الموثوق به لمعايرة المؤشر. على سبيل المثال ، متغيرات Cepheid ، وهي واحدة من أفضل المؤشرات للمجرات الحلزونية القريبة ، لا يمكن معايرتها بشكل مُرضٍ من خلال اختلاف المنظر وحده ، على الرغم من أن مهمة الفضاء Gaia يمكنها الآن التأثير على هذه المشكلة المحددة. يزداد الوضع تعقيدًا بسبب حقيقة أن المجموعات النجمية المختلفة لا تحتوي عمومًا على جميع أنواع النجوم. Cepheids على وجه الخصوص هي نجوم ضخمة ، ذات أعمار قصيرة ، لذلك لن يتم العثور عليها إلا في الأماكن التي تكونت فيها النجوم مؤخرًا. وبالتالي ، نظرًا لأن المجرات الإهليلجية عادة ما تكون قد توقفت لفترة طويلة عن تكوين النجوم على نطاق واسع ، فلن يكون لديها Cepheids. بدلاً من ذلك ، يجب استخدام مؤشرات المسافة التي تعود أصولها إلى مجموعة نجمية أقدم (مثل متغيرات novae و RR Lyrae). ومع ذلك ، فإن متغيرات RR Lyrae أقل إضاءة من Cepheids ، والمستعرات لا يمكن التنبؤ بها وهناك حاجة إلى برنامج مراقبة مكثف - والحظ خلال هذا البرنامج - لجمع مستعرات كافية في المجرة المستهدفة لتقدير مسافة جيدة.

    نظرًا لأن الخطوات الأكثر بُعدًا لسلم المسافة الكوني تعتمد على الخطوات الأقرب ، فإن الخطوات الأبعد تتضمن تأثيرات الأخطاء في الخطوات الأقرب ، سواء كانت منهجية أو إحصائية. تعني نتيجة هذه الأخطاء التكاثرية أن المسافات في علم الفلك نادرًا ما تُعرف بنفس مستوى الدقة مثل القياسات في العلوم الأخرى ، وأن الدقة بالضرورة تكون أقل بالنسبة للأنواع البعيدة من الأجسام.

    مصدر قلق آخر ، خاصة بالنسبة للشموع القياسية الأكثر سطوعًا ، هو "معياريتها": مدى تجانس الكائنات في حجمها الحقيقي المطلق. بالنسبة لبعض هذه الشموع القياسية المختلفة ، يعتمد التجانس على نظريات حول تكوين النجوم والمجرات وتطورها ، وبالتالي فهو أيضًا عرضة للشكوك في تلك الجوانب. بالنسبة لمؤشرات المسافة الأكثر إشراقًا ، المستعرات الأعظمية من النوع Ia ، من المعروف أن هذا التجانس ضعيف [47] [ التوضيح المطلوب ] ومع ذلك ، لا توجد فئة أخرى من الكائنات ساطعة بدرجة كافية ليتم اكتشافها على مثل هذه المسافات الكبيرة ، لذا فإن الفئة مفيدة ببساطة لأنه لا يوجد بديل حقيقي.

    نتيجة المراقبة لقانون هابل ، العلاقة التناسبية بين المسافة والسرعة التي تبتعد بها المجرة عنا (يشار إليها عادةً باسم الانزياح الأحمر) هي نتاج سلم المسافة الكوني. لاحظ إدوين هابل أن المجرات الخافتة أكثر انزياحًا نحو الأحمر. كان العثور على قيمة ثابت هابل نتيجة عقود من العمل من قبل العديد من علماء الفلك ، سواء في حشد قياسات الانزياح الأحمر للمجرة أو في معايرة درجات سلم المسافة.قانون هابل هو الوسيلة الأساسية التي لدينا لتقدير مسافات الكوازارات والمجرات البعيدة التي لا يمكن رؤية مؤشرات المسافة الفردية فيها.


    معلومات الكاتب

    الانتماءات

    قسم علم الفلك ، المعهد القومي لبحوث الفلك والجيوفيزياء (NRIAG) ، 11421 ، حلوان ، القاهرة ، مصر

    قسم الفيزياء ، كلية العلوم ، جامعة الحدود الشمالية ، فرع رفحاء ، المملكة العربية السعودية

    معهد الفلك ، الأكاديمية الروسية للعلوم ، 48 شارع بياتنيتسكايا ، موسكو ، روسيا

    إي إس بوستنيكوفا ، إن في تشوبينا وأمبير إس فيريشاجين

    قسم الفيزياء ومعهد الفلك ، جامعة تسينغ هوا الوطنية ، هسين-تشو ، تايوان

    ديفيش ب.ساريا وأمبير إنغ جيانغ

    معهد أرياباتا لبحوث علوم المراقبة (ARIES) ، مانورا بيك ، ناينيتال ، 263002 ، الهند


    شاهد الفيديو: StatQuest: K-means clustering (شهر اكتوبر 2021).