Почему свет от галактик не кажется растянутым? [дубликат]

Галактики будут казаться вытянутыми вдоль луча зрения, а не перемешанными. Допустим, галактика (точнее, ближайшая к ней сторона) находится на расстоянии десяти миллионов световых лет и, как вы предположили, имеет ширину 100 000 световых лет, и мы видим ее почти на грани. Передняя часть галактики покажется нам такой, какой она была десять миллионов лет назад, и задняя часть галактики, какой она была 10 100 000 лет назад. Таким образом, если галактика движется к нам, она будет казаться больше, чем есть на самом деле, из-за задержки между светом от передней части галактики и от задней части галактики, достигающим нас. Если галактика удаляется от нас, она будет казаться меньше, чем она есть на самом деле (сжатой по лучу зрения).

Что касается влияния этой временной задержки на наблюдение за вращением галактики, то продолжительность космического года (продолжительность времени, необходимого солнцу для прохождения вокруг центра Млечного Пути) составляет от 225 до 250 миллионов лет. Итак, как уже указывали многие другие люди, период вращения галактики мал по сравнению со временем, которое требуется свету, чтобы пройти через галактику, и нет эффекта перемешивания.

Вращение галактики происходит очень медленно (по сравнению со скоростью света). Предположим, вы наблюдаете галактику с ребра, и задержка от самой дальней точки составляет$\Delta t = d/c$, где$d$это диаметр галактики. Если мы возьмем отставание от одной крайней точки до другой как D:

$D = vt = \frac{v}{c}t$

(где$v$это скорость вращения).

Вы видите, что для заметного эффекта ваша скорость должна быть в несколько раз меньше скорости света. Млечный Путь вращается со скоростью$\sim10^2$км/с, что$\sim10^{3}$раз меньше, чем$c$. Это означает, что ваше отставание от одной точки галактики до противоположной крайне мало.

Конечно, возможно, что для более крупных галактик (см., например, Геркулес А ) можно получить более быстрое вращение, но все же необходимо совпадение таких факторов, как расстояние, угол и размер галактики, чтобы оценить небольшую разницу в скорости вращения. отставание А такого, насколько я знаю, еще ни разу не наблюдалось.

Я думаю, что очень короткий ответ:

галактики очень малы, даже крошечны , по сравнению с тем, как далеко они находятся , и, во-вторых, по сравнению с размером Вселенной .

Ответ на суть вашего вопроса так прост! «Галактики крошечные».

Вы привыкли слышать: «Галактики имеют диаметр 100 000 световых лет!» но это ерунда по сравнению либо с размером вселенной, либо с тем, как далеко они от нас.

Обратите внимание, что в вашем вопросе несколько неясно, имеете ли вы в виду кажущийся парадокс из-за красного смещения (в этом случае ответ таков: галактики невероятно малы по сравнению со Вселенной) или, если вы имеете в виду кажущийся парадокс, что-то связанное с вращением/ перспективой (в этом случае ответ таков: галактики невероятно малы по сравнению с нашим расстоянием до них).

Обратите внимание, что с галактиками, очень близкими к нам, насколько я понимаю, для астрономов действительно является обычным делом иметь возможность измерять различные качества с одной или другой стороны (опять же: ваш вопрос несколько неясен, «какой» кажущийся парадокс вы имеете в виду, но, как я уже сказал, действительно для «близких» (смеется) галактик, на самом деле да, это повседневная вещь для измерения «изгиба» и других вещей).

Примечание: пифле — это новая единица СИ с определением «довольно много, чертовски много порядков» .

Я подозреваю, что красивые вращательные образования галактик, которые мы видим, исходят от галактик, которые ориентированы параллельно нашей солнечной плоскости, так что свет падает почти синхронно.

Учитывая, что мы говорим о гравитационных силах, «почти» может покрыть большое окно, а искажения не будут слишком велики, чтобы потерять форму. Галактика, плоскость которой перпендикулярна плоскости Солнца, в любом случае не будет показывать кривые вращения из-за суперпозиции. Я не знаю, может ли форма инфракрасного спектра быть характерной, т. е. намекать на существование вращательных кривых.