Ernst hat geschrieben:
Die These von L.Pernes
Geschlossene Lösung
Fortsetzung folgt
R - Radius des Objektes
ω - Winkelgeschwindigkeit des Objektes
v - Oberflächengeschwindigkeit am Äquator des Objektes
a - Beschleunigung eines Äquatorpunktes im Zentrum der Sichtbarkeit des Objektes
α - Winkel der Drehaches zur Sichtachse
τ - Periodendauer des ausgestrahlten Lichtfrequenz
T - Lichtlaufzeit vom Objekt zum Beobachter
Δv - Geschwindigkeitsdifferenz zwischen Wellenanfang und Wellenende in Richtung Beobachter
Δλ - Wellenlängenänderung infolge der unterschiedlichen Laufzeiten von Wellenanfang und -ende
λ0 - Wellenlänge bei Aussendung
z - Z-Wert der Rotverschiebung
a = ω²*R*sin α
Δv = τ*a =τ*ω²*R*sin α
Δλ = Δv*T = T*τ*ω²*R*sin α
τ = λ0/c
Δλ = T*λ0*ω²*R*sin α/c
z = Δλ/λ0 = T*ω²*R*sin α/c
z = Δλ/λ0 = T*ω²*R*sin α/c
Diese gegenüber den beobachteten viel zu großen Werte verweisen auf den dominierenden Effekt der Extinktion und auch die dadurch scheinbare von der Lichtquelle unabhängige LG.
Das ist ja schon nicht schlecht. Wenn die Herren sich ernsthaft mit dem Thema auseinandersetzen wollten, könnten Sie noch ganz andere Einflußgrößen auf die Rotverschiebung finden.
Zur Anschauung, was bei den Profis als Ursache der Rotverschiebungen/Spektralanalyse diskutiert wird:
Stoßdämpfung, Strahlungsdämpfung, thermische Effekte und nichtthermische Effekte. Letztes beinhaltet Konvektion und - aha! - Rotation.
Die Rotation führt zur einer Unschärfe in den Spektrallinien. Ihre ganz nette Rechnung korrigiere ich mal auf die Standardnotation. Wir lassen mal den Faktor für die Neigung der Rotationsachse zur Erde

der einfachhalber mal weg. Es ist handelt sich also um den Grenzwert (nehmen Sie dies als kleinen Tip) der Spektralinienverschiebung:
mit dem Ergebnis, daß je höher

wird, desto mehr nähern sich die Spektralinien einem charakteristischen (elliptischen) Rotationsprofil an.
Insofern liefert das Rotationsprofil eine Information über die Rotationsbewegung.
Und was ist die Rotverschiebung bei der Expansion des Universums? Richtig: Kein Rotationsprofil! Also kann man anhand der Spektrallinienverteilung zwischen den verschiedenen Dopplereffekten durchaus differenzieren. Falls Sie das nicht glauben: Entsprechendes Rohdaten-Material finden Sie im Internet. Da brauchen Sie jetzt nicht mit Fantasiewerten zu rechnen.
Jetzt erklären Sie mal: Wie groß ist die Störung durch die Rotation des Sterns im Verhältnis zur Expansionsgeschwindigkeit des Universiums und bei welchen Entfernungen gilt diese Beobachtung? Und inwiefern wirkt sich z.B. die Randverdunkelung auf das Ergebnis aus? Auf die Physik der Spektralanalyse als solches können Sie zwar zurückgreifen, ob aber Bunsen, Kirchhoff und Co hier weiterhelfen, wage ich mal zu bezweiflen. Also: Auf- Auf und fügen Sie Ihre Thesen mal ein in die alte Physik des 19./20. Jahrhunderts.
Sie erhalten schon mal als Motivationsunterstützung einen anerkennenden Blick für Ihre bisherigen Bemühungen.
Mike