Wiele osób nie rozumie, czym jest „rok świetlny”. Choć 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 mieć również inne miary, takie jak dzień świetlny lub nawet sekundę świetlną. To jednak tylko część historii, ponieważ odległości na kosmiczną skalę komplikuje rozszerzanie się struktury czasoprzestrzeni. Obliczenie roku świetlnego jest łatwe, wystarczy pomnożyć prędkość światła przez liczbę sekund w roku, ale obliczenie odległości kosmologicznych nie jest takie proste. Przesunięcie ku czerwieni obiektu jest najłatwiejsze do obiektywnego zdefiniowania, ale są też inne pojęcia, takie jak przemieszczanie się odległości, które również mogą być przydatne.
TL; DR (zbyt długi; Nie czytałem)
Znajdź odległość pod względem światła, korzystając ze wzoru:
reL = ct
Gdziedoto prędkość światła,reL jest odległość itto okres czasu. Na rok świetlny:
Rok świetlny = prędkość światła × liczba sekund w roku
Odległości kosmologiczne można znaleźć za pomocą kalkulatora kosmologicznego i przesunięcia ku czerwieni danego obiektu.
Jak obliczyć rok świetlny lub inną odległość światła?
Oblicz rok świetlny za pomocą prostego wzoru:
\text{rok świetlny} = \text{prędkość światła}\times \text{liczba sekund w roku}
Prędkość światła jest zwykle oznaczona symbolemdo, a jeśli pomnożysz to przez dowolny czas (t), uzyskasz tę „odległość światła” (reL) z obliczeń. Możesz więc napisać:
d_L=ct
Prędkość światła wynosi około 2,998 × 108 m/s, więc rok świetlny to:
\text{rok świetlny}=(2,998\razy 10^8\text{ m/s})\frac{365,25\text{ dni}}{\text{rok}}\frac{24\text{ godz.}}{\text{dzień}}\frac{60\text{ min}}{\text{godz.}}\frac{60\text{ s}}{\text{min}}=9,46\times10^{ 15}\text{ m.}
Obliczenie to wykorzystywało 365,25 dni w roku, aby uwzględnić lata przestępne. Podobnie dzień świetlny to:
\text{dzień świetlny}=(2,998\razy 10^8\text{ m/s})\frac{24\text{ godz.}}{\text{dzień}}\frac{60\text{ min}}{ \text{h}}\frac{60\text{ s}}{\text{min}}=2,59\times10^{13}\text{ m}
Odległości kosmologiczne i przesunięcie ku czerwieni
Odległości w skali kosmologicznej są skomplikowane, ponieważ cała tkanka czasoprzestrzeni nieustannie się rozszerza. Na przykład, jeśli zbliża się do nas sygnał świetlny z odległej galaktyki, porusza się on z prędkością światła i prawdopodobnie ukończenie podróży zajmuje setki milionów lat. W tym czasie sama przestrzeń rozszerzyła się, a więc odległość jest jeszcze większa niż na początku podróży. To sprawia, że naprawdę trudno jest określić, co tak naprawdęznaczypowiedzieć, że coś przebyło pewną odległość w przestrzeni. „Posuwająca się” odległość rozszerza się wraz z przestrzenią, więc odpowiada za ten problem, ale nadal nie jest odpowiednia do wszystkich celów.
Najbardziej obiektywną miarą odległości w przestrzeni jest „przesunięcie ku czerwieni”. To mierzy, ile ma fali świetlnej „rozciągnięty” (przesuwając go bliżej czerwonego końca widma) z powodu rozszerzania się przestrzeni podczas jego podróż. Jeśli podróżuje dalej, bardziej przesunie długość fali światła.
Przesunięcie ku czerwieni (z) definiuje się jako:
z=\frac{\lambda_{obs}-\lambda_{odpoczynek}}{\lambda_{odpoczynek}}
Gdzieλjest symbolem długości fali, a dolne indeksy „obs” i „rest” oznaczają odpowiednio obserwowaną długość fali oraz długość fali w ramce odniesienia, w której została wyemitowana. Długość fali, kiedy została wyemitowana, można znaleźć na podstawie standardowych wartości uzyskanych w laboratorium, ponieważ różne substancje pochłaniają i emitują światło w określonych częściach widma.
Znalezienie odległości kosmologicznej
Znalezienie kosmologicznych odległości jest nie lada wyzwaniem. Chociaż można to obliczyć, najlepszym podejściem jest użycie kalkulatora kosmologicznego z już wprowadzonymi pewnymi standardowymi parametrami. Wprowadź przesunięcie ku czerwieni obiektu, do którego chcesz znaleźć odległość, korzystając z parametrów sugerowanych przez kalkulator i zwróci wiele miar odległości, w tym dalszą odległość i podróż światła czas. Możesz pomnożyć czas podróży światła (przeliczony na sekundy, jak w pierwszej sekcji) przez prędkość światła, aby znaleźć odległość przebytą przez samo światło.