Kendine_özgü_hız

Kendine özgü hız ya da kendine özgü hareket (İngilizce: peculiar velocity ya da peculiar motion ), ortalama hızın genellikle sıfır kabul edildiği bir durgun referans sistemine göre bir cismin sahip olduğu hızdır .

Galaktik astronomi Galaktik astronomide kendine özgü hareket , bir cismin (genellikle bir yıldızın ) Galaktik durgun referans sistemine göre olan hareketini ifade eder. Yerel cisimler, genellikle konum açıları ve radyal hız vektörleri bakımından incelenir. Bu vektörler, cismin Güneş 'e göre hareketini belirtmek amacıyla vektörel toplama ile birleştirilebilir. Yerel cisimlerin hızları, bazen Güneş'in durgun referans sistemi yerine, Samanyolu 'ndaki maddenin ortalama yerel hareketi olan yerel durgunluk standardına (LSR) göre belirtilir. LSR ve Güneş merkezli durgun referans sistemleri arasında dönüştürme yapmak (ötelemek), Güneş'in LSR içerisindeki kendine özgü hızının hesaplanmasını gerektirir. [ 1 ]

Kozmoloji Fiziksel kozmolojide kendine özgü hız , bir gökada hızının Hubble akışından sapan bileşenlerini ifade eder. Hubble yasasına göre gökadalar bizden, bize olan uzaklıklarıyla orantılı hızlarda uzaklaşırlar. Gökadalar, gözlemlenebilir uzayda homojen bir şekilde dağılmamıştır; bunun yerine genellikle birbirleri üzerinde önemli bir kütleçekimsel etkiye sahip oldukları gruplar veya kümeler halinde bulunurlar. Bu kütleçekimsel çekimden kaynaklanan gökada hız dağılımları genellikle saniyede yüzlerce kilometre mertebesindedir, ancak zengin kümelerde bu değer 1000 km/s'nin üzerine çıkabilir. [ 2 ] Bu hız, Hubble akışından beklenen uzaklaşma hızını değiştirebilir ve göreli Doppler etkisi aracılığıyla cisimlerin gözlemlenen kırmızıya kaymasını etkileyebilir. Kendine özgü hızlardan kaynaklanan Doppler kırmızıya kayması şöyledir: 1 + z p e c = 1 + v / c 1 − v / c {\displaystyle 1+z_{pec}={\sqrt {\frac {1+v/c}{1-v/c}}}} düşük hızlar (küçük kırmızıya kaymalar) için bu değer yaklaşık olarak şöyledir: z ≈ v / c {\displaystyle z\approx v/c} Bu değer, Hubble akışından kaynaklanan kırmızıya kayma ve bizim kendi hareketimizden kaynaklanan kırmızıya kayma z ⊙ {\displaystyle z_{\odot }} ile birleşerek gözlemlenen kırmızıya kaymayı verir: [ 3 ] 1 + z o b s = ( 1 + z p e c ) ( 1 + z H ) ( 1 + z ⊙ ) . {\displaystyle 1+z_{obs}=(1+z_{pec})(1+z_{H})(1+z_{\odot }).} (Ayrıca dikkate alınması gereken bir kütleçekimsel kırmızıya kayma da olabilir. [ 3 ] ) Kozmolojik olarak "yakın" bir cismin radyal hızı şu şekilde yaklaşık olarak hesaplanabilir: v r = H 0 d + v p e c {\displaystyle v_{r}=H_{0}d+v_{pec}} Bu denklemde H 0 {\displaystyle H_{0}} Hubble sabitini, d {\displaystyle d} cisme olan uzaklığı temsil eder ve denklem, hem Hubble akışından hem de kendine özgü hız terimlerinden gelen katkıları içerir. Kırmızıya kayma uzayı bozulmaları, kendine özgü hızların nedenine bağlı olarak, kozmolojik cisimlerin uzaysal dağılımlarının uzamış veya basıklaşmış görünmesine neden olabilir. [ 4 ] Bazen "Tanrı'nın Parmakları" etkisi olarak da adlandırılan bu uzama, cisimlerin rastgele termal hareketinden kaynaklanır; buna karşılık, kütleçekimsel içe çökmeden kaynaklanan ilişkili kendine özgü hızlar ise bir basıklaşma etkisine yol açar. [ 5 ] Bunun temel sonucu, tek bir gökadanın uzaklığını belirlerken olası bir hata payının varsayılması gerektiğidir. Bu hata, uzaklık arttıkça küçülür. Örneğin, Tip Ia süpernova araştırmalarında kendine özgü hızlar yaklaşık 0,5 kırmızıya kayma değerine kadar olan ölçümler üzerinde önemli bir etkiye sahiptir ve bu durum, kozmolojik parametreleri hesaplarken yüzde birkaçlık hatalara yol açar. [ 3 ] [ 6 ] Kendine özgü hızlar, evren hakkında faydalı bilgiler de içerebilir. İlişkili kendine özgü hızlar ile kütle dağılımı arasındaki bağlantı, kendine özgü hız araştırmaları kullanılarak kozmolojik parametreler için kısıtlamalar belirlemede bir araç olarak öne sürülmüştür. [ 7 ] [ 8 ] Toplu akış Toplu akış (İngilizce: bulk flow), belirli bir R yarıçaplı küre içerisindeki gökadaların kendine özgü hızlarının ortalaması olarak tanımlanır. Bu ortalama hızın değeri, farklı kütleçekim ve kozmoloji teorilerini test etmek için önemli bir araçtır. [ 9 ] 2009 yılında Watkins, Feldman ve Hudson, o dönem mevcut olan en büyük Tully-Fisher (TF) araştırması olan SFI++ kataloğunu [ 10 ] kullanarak bir ölçüm yapmışlardır. "Minimum varyans tahmincisi" adını verdikleri yeni bir yöntemle, 50 Mpc h -1 ölçeği içinde toplu akış hızını 431 ± 102 km/s gibi yüksek bir değerde tespit etmişlerdir. [ 11 ] Bu değer, standart kozmolojik model olan Lambda-CDM modelinin (ΛCDM) öngördüğü hızdan anlamlı ölçüde daha yüksektir. [ 12 ] Daha yakın zamanlarda, 10.000'den fazla yeni Tully-Fisher mesafe ölçümü içeren ve alanındaki en gelişmiş katalog olan CosmicFlows-4 kullanılarak farklı ekipler tarafından yeni ölçümler yapılmıştır. [ 13 ] Bu yeni çalışmalar da, ΛCDM modelinin beklentilerinden daha yüksek ve çok daha büyük ölçeklerde ortaya çıkan güçlü toplu akış hızları tespit ederek standart model ile gözlemler arasındaki tutarsızlığı pekiştirmiştir. [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]