Gaia paskana!

Ukrainalaiset terroristit suorittaa tuhopolttoja Suomessa...

Anonyymi kirjoitti:

Ukrainalaiset terroristit suorittaa tuhopolttoja Suomessa...

Venäjän johto on vaihdettava!

Andromeda on ihan erilainen galaksi, sehän on kuin pannukakku, paksu sen reunoille saakka. Toisin kuin Linnunrata, joka muistuttaa pannukakun sijasta enemmän yleisurheilun kiekonheittokiekkoa.

Linnunradan reuna-alueet on hyvin litteitä ja siksi reunan määrittäminen Linnunradan sisältä on hyvin vaikeeta. Mikä on Linnunradan halkaisija? siittä tullaan kiisteleen vielä pitkään.

Anonyymi kirjoitti:

Andromeda on ihan erilainen galaksi, sehän on kuin pannukakku, paksu sen reunoille saakka. Toisin kuin Linnunrata, joka muistuttaa pannukakun sijasta enemmän yleisurheilun kiekonheittokiekkoa.

Linnunradan reuna-alueet on hyvin litteitä ja siksi reunan määrittäminen Linnunradan sisältä on hyvin vaikeeta. Mikä on Linnunradan halkaisija? siittä tullaan kiisteleen vielä pitkään.

Lue lisää

Linnunradassa vs Andromeda, voi olla hyvin erillaiset luonnonlait

Webbistä ei ole julkaistu moista virallista karttaa, mutta ei puhtaita raakakuviakaan.

Juice ohittaa Kuun ja Maan matkallaan kohti Jupiteria - "Kuin ajaisi pitkän ja kapean käytävän läpi"
Euroopan avaruusjärjestön Juice laukaistiin matkaan huhtikuussa 2023. Nyt alkuviikosta samainen luotain ohittaa ensin Kuun ja vuorokausi myöhemmin maapallon.

Planeettojen lähiohitukset ovat avaruusluotaimille keino saada lisävauhtia tai jarruttaa. Juice ohittaa maanantaina Kuun 750 kilometrin etäisyydeltä ja saa siitä hieman lisänopeutta.

"Se on kuin ajaisi hyvin pitkän ja kapean käytävän läpi erittäin kovaa vauhtia, kaasu painetaan täysille, kun marginaalia on vain millimetrejä", kuvailee Juicen operaatiojohtaja Ignacia Tanco.

Tiistaina luotain ohittaa maapallon noin 15 000 kilometrin tuntinopeudella 6 800 kilometrin korkeudelta. Maan ohitus jarruttaa hieman Juicen kiertonopeutta Auringon ympäri ja samalla suuntaa sen kohti Venuksen rataa.

Ohitusten aikana Juice tekee havaintoja sekä Kuusta että Maasta. Havaintojen päätehtävänä on tutkia instrumenttien toimivuutta ja auttaa niiden kalibroinnissa.

Maan ohituksessa luotain on lähimmillään ollessaan Kaakkois-Aasian ja Tyynen valtameren yläpuolella, joten siihen aikaan sitä ei pysty Suomesta havainnoimaan.

Juicen rata on varsin monimutkainen, sillä se ohittaa tämän jälkeen vielä Venuksen 2025 sekä Maan 2026 ja 2029 ennen saapumistaan Jupiterin kiertoradalle 2031. Mikäli kaikki sujuu hyvin, on Juicella vielä toimintansa loppuvaiheessa mahdollisuus asettua Ganymedes-kuun kiertoradalle 2034.

Jupiter saa Juicen lisäksi myös toisen luotainvieraan, sillä tämän vuoden lokakuussa matkaan lähtee myös Nasan luotain Europa Clipper.

Kun verrataan radioastronomian mittauksia Hubble ja Webb dataan, joka kerta tulee vastaan etäisyysero. Joka pahimmillaan on jopa 70%. Sadat radioteloskopit ympäri mailmaa antaa samalaita tulosto, Esa ei ole teleskoopeistaan moista julkaissutkaan, syykin selvä, he ei halalua sotkeutua siihen soppaan.

Esimerkkejä Galaksi Holm 15A.:

On oletettu, että galaktisen ytimen pääkomponentti on supermassiivinen musta aukko , jonka massa on 40 miljardia auringon massaa ( M ☉ ), [ 1 ] [ 2 ] , vaikka suoraa mittausta ei ole vielä tehty. Lauerin et ai. aiemmat arviot . ovat yhdistäneet massaarvon jopa 310 miljardia M ☉ [ 1 ] [ 2 ] käyttämällä gammasäteen pisteen katkeamissädemenetelmää . Kormendy ja Bender antoivat 260 miljardin M ☉ arvon vuoden 2009 paperissa. Pienemmät arviot antoivat Kormendy ja Ho et ai. vuonna 2013 2,1 ja 9,2 miljardia M ☉ . [ 2 ] Lopez-Cruzin et al. totesi: [ 2 ] "Siksi ehdotamme varovaisesti, että Holm 15A:ssa on SMBH, jonka massa on ~1 × 1010 M ☉ ." Kormendy ja Ho ym. johdattivat nämä yhtälöt käyttämällä M–sigma-relaatiota ja galaksin ulkopulloksen kokoa, jotka ovat epäsuoria arvioita. Rusli ym. johtaneet arvon 170 miljardia M ☉ murtosädemetodologiaa käyttäen Lisäksi Abell 85:n pimeän aineen halon nopeusdispersio on ~750 km/s, mikä voidaan selittää vain mustalla aukolla, jonka massa on yli 150 miljardia M ☉ , vaikka Kormendy ja Ho ym. sanoivat, että "pimeä. ainekehot ovat skaalattomia, ja SMBH-pimeän aineen yhteisevoluutio on riippumaton baryonien vaikutuksista." [ 2 ] Tämä tekee siitä yhden massiivimmista koskaan löydetyistä mustista aukoista, ja se on luokiteltu ultramassiivisiksi.

Kutistuisiko Mustaukko jos sen etäisyys olisikin vain puolet oletetusta 700 miljoonan valovuoden päässä Maasta ? Suolloinhan se olisi ainakin puolta pienempi.

Kaikki on pielessä jos etäisyysmääritys on pielessä!

Webb on kalibroitu Hubblen mukaan. joten se siittä!

Ymmärtääksemme tätä paremmin, katsotaanpa ensin Hubblen jännitystä. Edwin Hubble, Hubble-avaruusteleskoopin, JWST:n edeltäjän, kaima, huomasi maailmankaikkeuden laajenevan, kun hän tarkasteli galaksien kulkunopeutta. Hän havaitsi, että galaksit, jotka olivat kauempana meistä, kulkivat nopeammin kuin lähimmät galaksit, ja paras vastaus miksi meillä on, on, että universumi itsessään laajenee.

Se ei tee sitä sellaisessa mittakaavassa, jonka havaitsimme jokapäiväisessä elämässämme, mutta galaksien välisen tilan mittakaavassa se on ehdottomasti havaittavissa, ja useilla tavoilla. Historiallisesti on ollut kaksi eri tapaa mitata tätä Hubble-vakiota, koska laajenemisnopeus tunnetaan. Yksi koski kosmisen mikroaaltotaustan (CMB) tutkimista ja toinen galaksien nopeuden tutkimista, kuten Hubble teki.
CMB:tä koskevat tiedot ovat olleet johdonmukaisia ​​ja tarkkoja jo pitkään. Tutkimukset ovat osoittaneet, että se viittaa laajenemisnopeuteen 67,5 kilometriä sekunnissa megaparsekia kohden. Tarkasteltaessa asiaa totean, että maailmankaikkeus lisää joka sekunti hieman alle tunnin valtatieajoaikaa, mutta tekee sen 3,2 miljoonan valovuoden mittakaavassa. Jälleen, tämä laajeneminen ei ole havaittavissa omassa mittakaavassamme, mutta universumin valtavassa mittakaavassa se on hyvin havaittavissa.

Kuitenkin tämän laajenemisarvon laskelmat eroavat toisesta galaksien mittausmenetelmästä. Perinteisesti arvo on noin 9 % suurempi ja sen nopeudeksi arvioidaan 74 kilometriä sekunnissa megaparsekia kohden. Tämä mittaus tehdään tyypillisesti käyttämällä tietoja kahdesta erilaisesta tähdestä näissä kaukaisissa ja lähellä galakseissa – kefeidimuuttujat ja "Punaisen jättiläisen oksan kärki".

Tohtori Wendy Freedman, yksi paperin kirjoittajista, on asiantuntija kefeidimuuttujien käyttämisessä asioiden etäisyyden mittaamiseen, joten mahdollisuus käyttää JWST:n vieläkin tarkempaa instrumentointia oli todennäköisesti erinomainen hetki hänelle ja hänen tiimilleen. Mutta he eivät pysähtyneet siihen. He lisäsivät tietoja toisesta tähdestä, jonka käyttö etäisyyden laskemiseen esineeseen on viime aikoina yleistynyt. Hiilitähdet tunnetaan yhtenäisestä kirkkaudestaan ​​ja aallonpituuksistaan ​​lähi-infrapunassa – juuri niitä aallonpituuksia, joita JWST on suunniteltu tutkimaan. Näiden tunnettujen ominaisuuksien avulla tutkijat pystyivät laskemaan punasiirtymän ja muita muuttujia, jolloin he voivat käyttää tätä uutta tekniikkaa validoidakseen versionsa Hubble-vakiosta.

Hubble-vakio on päin helvettiä!

Heidän löytämänsä luku oli paljon lähempänä CMB-menetelmällä laskettua lukua – 70 kilometriä sekunnissa megaparsekia kohden, ero vain 3,5 %. Se on useimpien tähtitieteellisten laskelmien arvioiden rajoissa, joten kirjoittajat ehdottavat, että näiden kahden mittauksen välillä ei ehkä ole jännitystä.

Tämä väite herättää epäilemättä joitain kiistoja tähtitieteellisessä yhteisössä, koska on olemassa teorioita, joilla on paljon kannattajia, jotka selittävät mittausten erot. Mutta koska JWST:n kaltaiset instrumentit tarjoavat yhä yksityiskohtaisempaa tietoa ja tutkijat pystyvät paremmin rajoittamaan joitakin tähtitieteellisesti suuria arvoja, voimme jonakin päivänä todistaa, että tämä eksistentiaalinen kriisi, joka on ollut kosmologian keskipisteessä vuosikymmeniä, ei ehkä koskaan tule ollut juttu ollenkaan.

Anonyymi kirjoitti:

Heidän löytämänsä luku oli paljon lähempänä CMB-menetelmällä laskettua lukua – 70 kilometriä sekunnissa megaparsekia kohden, ero vain 3,5 %. Se on useimpien tähtitieteellisten laskelmien arvioiden rajoissa, joten kirjoittajat ehdottavat, että näiden kahden mittauksen välillä ei ehkä ole jännitystä.

Tämä väite herättää epäilemättä joitain kiistoja tähtitieteellisessä yhteisössä, koska on olemassa teorioita, joilla on paljon kannattajia, jotka selittävät mittausten erot. Mutta koska JWST:n kaltaiset instrumentit tarjoavat yhä yksityiskohtaisempaa tietoa ja tutkijat pystyvät paremmin rajoittamaan joitakin tähtitieteellisesti suuria arvoja, voimme jonakin päivänä todistaa, että tämä eksistentiaalinen kriisi, joka on ollut kosmologian keskipisteessä vuosikymmeniä, ei ehkä koskaan tule ollut juttu ollenkaan.

Lue lisää

Chicago-Carnegie Hubble -ohjelman (CCHP) tilaraportti: Hubble-vakion kolme riippumatonta astrofyysistä määritystä James Webbin avaruusteleskooppia käyttäen
Wendy L. Freedman , Barry F. Madore , Sung Jang , Taylor J. Hoyt , Abigail J. Lee , Kayla A. Owens
Esittelemme Chicago Carnegie Hubble -ohjelman (CCHP) viimeisimmät tulokset Hubble-vakion mittaamiseksi käyttämällä James Webbin avaruusteleskoopin (JWST) tietoja. Tämä ohjelma perustuu kolmeen itsenäiseen menetelmään: (1) Red Giant Branch (TRGB) -tähdet, (2) JAGB (J-Region Asymptotic Giant Branch) -tähdet ja (3) kefeidit. Ohjelmamme sisältää 10 lähellä olevaa galaksia, joista jokainen isännöi tyypin Ia supernovaa, jotka sopivat Hubble-vakion (Ho) mittaamiseen. Se sisältää myös NGC 4258:n, jolla on geometrinen etäisyys ja joka asettaa nollapisteen kaikille kolmelle menetelmälle. JWST-havainnoilla on huomattavasti korkeampi signaali-kohinasuhde ja hienompi kulmaresoluutio kuin aiemmilla Hubble-avaruusteleskoopilla (HST) tehdyillä havainnoilla. Löydämme kolme riippumatonta arvoa Ho = 69,85 +/- 1,75 (stat) +/- 1,54 (sys) TRGB:lle, Ho = 67,96 +/- 1,85 (stat) +/- 1,90 (sys) JAGB:lle ja Ho = 72,05 +/- 1,86 (tilasto) +/- 3,10 (sys) km/s/Mpc kefeideille. Sitoutuminen supernovaihin ja näiden menetelmien yhdistäminen tasaisen priorin mukaan antaa nykyisen arviomme Ho = 69,96 +/- 1,05 (stat) +/- 1,12 (sys) km/s/Mpc. TRGB- ja JAGB-menetelmällä mitatut etäisyydet sopivat 1 %:n tasolla, mutta eroavat kefeidietäisyyksistä 2,5-4 %:n tasolla. Ho:n arvo, joka perustuu näihin kahteen menetelmään pelkällä JWST-datalla, on Ho = 69,03 +/- 1,75 (kokonaisvirhe) km/s/Mpc. Nämä luvut ovat yhdenmukaisia ​​nykyisen vakiolambda CDM -mallin kanssa ilman, että uusia uusia fysiikkaa tarvitaan. Tulevia JWST-tietoja tarvitaan lisäämään paikallisen etäisyysasteikon tarkkuutta ja tarkkuutta.

Tutkimus kuitenkin perustuu Hubblen etäisyysmääritykseen jolloin tietin luvut ovat yhteneviä. Jos etäisyysmääritykset tehtäisiin uudelleen asia voisi olla hyvin erilailla.

Pitää vaan odottaa, Että Kiina telkee ne oikeasti uusiksi. Nasasta kun ei ole myöntään virheitään,

Tähtitieteilijät sulkevat pois yhden selityksen Hubblen jännitteelle
Ehkä suurin ja turhauttavin mysteeri kosmologiassa on Hubblen jännitysongelma. Yksinkertaisesti sanottuna kaikki saamamme havainnolliset todisteet viittaavat universumiin, joka alkoi kuumasta, tiheästä tilasta ja laajeni sitten jatkuvasti kiihtyvällä vauhdilla tullakseen universumiksi, jonka näemme nykyään. Jokainen laajenemisen mittaus on samaa mieltä tämän kanssa, mutta jos he eivät ole samaa mieltä, on se, mikä tämä korko tarkalleen on. Voimme mitata laajentumista monilla eri tavoilla, ja vaikka ne ovat samalla yleisellä tasolla, niiden epävarmuustekijät ovat nyt niin pieniä, etteivät ne mene päällekkäin. Hubble-parametrilla ei ole arvoa, joka sijoittuisi kaikkien mittausten epävarmuuteen, tästä syystä ongelma.

Tietenkin suurin osa tuloksista riippuu pitkästä havaintotulosten ketjusta. Kun mitataan kosmista laajenemista käyttämällä esimerkiksi kaukaisia ​​supernoveja, tulos riippuu näiden supernovien johdetuista etäisyyksistä, jotka on löydetty kosmisten etäisyysportaiden kautta, missä yhä suuremmat etäisyydet määräytyvät lähempänä olevien asioiden etäisyyden perusteella. Joten parallaksista mittaamme lähellä olevien tähtien etäisyyksiä, käytämme sitä kalibroimme kefeidimuuttujina tunnetun muuttuvan tähden tyypin, käytämme kefeidejä galaktisten etäisyyksien mittaamiseen paikallisessa ryhmässämme, käytämme sitä standardoimme tyypin Ia supernovien kirkkautta ja käytämme lopuksi niitä. supernovat kaukaisimpien galaksien mittaamiseen.

Jokaisessa kosmisen etäisyyden tikkaiden askelmassa on tietty määrä epävarmuutta ja tämä vie seuraavalle tasolle. Joten jos jonkinlainen etäisyysmitta sattuu olemaan todella poissa, se heikentäisi kosmisen laajenemisen mittaamme mille tahansa menetelmälle, joka riippuu etäisyysportaista. Tämän seurauksena tähtitieteilijät ovat alkaneet tarkastella erittäin tarkasti erilaisia ​​tikkaiden portaita etsiessään virhettä, joka ratkaisisi jännitysongelman. Suuri osa siitä on keskittynyt kefeidien muuttuviin tähtiin.

Kefeidimuuttujat ovat muuttuvan tähden tyyppi, jonka kirkkaus vaihtelee nopeudella, joka on verrannollinen sen kokonaiskirkkauteen. Henrietta Leavitt löysi tämän jakso-luminositeettisuhteen ensimmäisen kerran 1800-luvulla, ja se on ollut keskeinen osa kosmologiaa siitä lähtien. Jos mittaat kefeidin ajanjakson, tiedät sen todellisen kirkkauden ja vertaat sitä sen näennäiseen kirkkauteen määrittääksesi sen etäisyyden. Edwin Hubble käytti kefeidejä löytääkseen alun perin kosmisen laajenemisen, ja menetelmä on osoittautunut varsin luotettavaksi.

Mutta vuosien mittaan olemme havainneet, että Leavittin jakso-luminositeettisuhde on hieman hienovaraisempi kuin alun perin luultiin. Esimerkiksi tiedämme nyt, että kefeidin ajanjakso on hieman erilainen sen metallisuuden ja muiden tekijöiden perusteella. Ehkä tiedoissa on joitain eroja, jotka olemme unohtaneet.