Tura roșie

Redshift -ul în astrofizică este un fenomen în care lungimea de undă a radiației electromagnetice pentru observator crește în raport cu lungimea de undă a radiației emise de sursă. Deplasarea spre roșu se mai numește și mărimea adimensională , care caracterizează modificarea lungimii de undă pentru un fenomen dat. Deplasarea spre roșu poate fi cauzată de trei motive : poate fi Doppler, gravitațional și cosmologic, dar în ciuda naturii diferite, în toate cele trei cazuri deplasarea spre roșu se manifestă extern în același mod. Fenomenul opus - o scădere a lungimii de undă observate, care are aceeași natură - se numește blueshift .

Observarea deplasărilor spre roșu este utilizată pe scară largă în astronomie , deoarece permite obținerea de informații despre mișcarea corpurilor cerești și alte proprietăți ale acestora. Deplasările spre roșu sunt deosebit de importante pentru cosmologie .

Descrierea fenomenului

La deplasarea spre roșu , radiația electromagnetică își mărește lungimea de undă . Cea mai vizibilă manifestare a deplasării spre roșu este deplasarea liniilor și a altor detalii din spectrul sursei către lungimi de undă mai mari, de exemplu, pentru lumina vizibilă - spre partea roșie a spectrului: această schimbare a dat numele termenului. Fenomenul invers de aceeași natură, în care lungimea de undă a radiației scade, se numește blueshift [1] [2] [3] .

Modificarea lungimii de undă este proporțională cu lungimea de undă în sine, de aceea, pentru descrierea ei cantitativă, se introduce valoarea unde este lungimea de undă observată, este emisa, numită și laborator, și este diferența lor. Mărimea este adimensională și se mai numește și redshift. Dacă atunci lungimile de undă observate sunt mai mici decât cele de laborator, și nu se observă o deplasare roșie, ci albastru [1] [2] [4] . ${\textstyle z={\frac {\lambda -\lambda _{0}}{\lambda _{0}}}={\frac {\Delta \lambda }{\lambda _{0}}},}$ $\lambda$ $\lambda _{0}$ $\Delta \lambda$ $z$ $z<0,$

În mod similar, poate fi exprimat în termeni de frecvențe . Dacă este frecvența de laborator și este observată [5] : $z$ $\nu_{0}$ $\nu$

z={\frac {\nu _{0}-\nu }{\nu )).

Când este pozitiv , lungimea de undă a fotonilor crește și frecvența scade, prin urmare, energia scade . Când este negativ , energia crește. Deoarece energia unui foton este unde este constanta lui Planck , atunci la o deplasare spre roșu , energia sa se schimbă în timp față de cea inițială [6] [7] [8] . $z$ $z$ $E=h\nu ,$ $h$ $z$ ${\textstyle {\frac {1}{1+z)}}$

De asemenea, deplasarea spre roșu este uneori numită fenomene care se manifestă într-un mod diferit, dar conduc și la o înroșire vizibilă a luminii [9] [10] .

În fizica stării solide, deplasarea roșu sau albastru este modificarea corespunzătoare a lungimii de undă a radiației în raport cu referința - lungimea de undă luată ca punct de plecare. Deplasarea la roșu (albastru) are multe cauze, în special, schimbarea de frecvență a rezonanței plasmonului de suprafață localizat într-un coloid de nanoparticule de aur poate fi cauzată de presiunea externă [11] .

Natura fenomenului

Deplasarea spre roșu poate fi cauzată de trei motive: viteza radială a sursei, diferența de potențiale gravitaționale în punctele în care se află sursa și observatorul și expansiunea Universului . Deplasarea către roșu cauzată de una dintre aceste cauze se numește Doppler gravitațional și respectiv cosmologic [12] [13] . Deplasarea cosmologică spre roșu este uneori considerată un caz special de Doppler datorită similitudinii lor externe [1] [14] , dar acest lucru este eronat [15] . Aceste motive pentru deplasare pot fi combinate, iar în acest caz magnitudinea deplasării spre roșu observată poate fi exprimată după cum urmează [16] : $z_{D},$ $z_{g)$ $z_{c}$

1+z=(1+z_{D})(1+z_{g})(1+z_{c}).

Au fost propuse și alte mecanisme, care se presupune că au cauzat deplasarea spre roșu, care acum au fost respinse. Printre acestea, de exemplu, îmbătrânirea luminii [17] .

Redshift Doppler

Deplasarea către roșu Doppler este o manifestare a efectului Doppler și este observată atunci când sursa se mișcă în raport cu observatorul. La viteze relative mult mai mici decât viteza luminii, efectele relativiste pot fi ignorate, iar în acest caz deplasarea spre roșu este determinată doar de viteza radială a sursei în raport cu observatorul [4] [18] : $c,$ $v_{r}$

z_{D}={\frac {v_{r}}{c}}.

Dacă sursa se îndepărtează de observator, atunci se observă o deplasare spre roșu. Dacă sursa se apropie de observator, atunci se observă o schimbare în albastru [1] . $z>0$ $z<0$

Dacă viteza relativă este apropiată de viteza luminii , atunci este necesar să se țină seama de corecțiile relativiste asociate cu dilatarea în timp a corpului în mișcare. În acest caz, viteza totală a sursei în raport cu observatorul joacă, de asemenea, un rol [14] [18] : $v$

z_{D}={\frac {1+v_{r}/c}{\sqrt {1-(v/c)^{2))))-1.

Dacă sursa se mișcă în direcția liniei de vedere a observatorului și viteza radială este egală cu viteza totală, atunci expresia pentru poate fi rescrisă după cum urmează [4] : $z$

z_{D}={\sqrt {\frac {1+v/c}{1-v/c)}}-1.

Pentru obiectele din Calea Lactee , valorile absolute ale deplasărilor Doppler roșu și albastru, de regulă, nu depășesc 10 −3 [1] ; rare excepții sunt, de exemplu, stelele din vecinătatea găurii negre supermasive centrale Săgetător A* , care pot atinge viteze de câteva procente din viteza luminii. Astfel, steaua S4714 , trecând de pericentrul orbitei, poate avea o deplasare roșu/albastru de până la ±0,08 [19] [20] .

Redshift gravitațional

Deplasarea gravitațională spre roșu este un efect care apare atunci când observatorul este situat într-un punct cu un potențial gravitațional mai mic decât sursa. Pentru câmpurile gravitaționale slabe unde este diferența potențialelor gravitaționale, iar în mecanica clasică acest efect este considerat costul energetic al unui foton pentru a depăși gravitația , ceea ce duce la o scădere a energiei sale și la o creștere a lungimii de undă [1] . ${\textstyle z_{g}={\frac {\Delta \varphi {c^{2)}},}$ $\Delta \varphi$

Pentru câmpurile gravitaționale puternice este necesar să se folosească o formulă mai precisă, relativistă. Dacă sursa se află la o distanță de un corp simetric sferic care nu se rotește cu masă și observatorul se află la o distanță mare de acesta, atunci formula pentru deplasarea gravitațională spre roșu arată astfel [1] [21] : $R$ $M,$

z_{g}={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {2GM}{c^{2}R)}})} -1={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {R_{s}}{R}}}}}-1.

Aici este constanta gravitațională și este raza Schwarzschild a corpului menționat. Deplasarea gravitațională spre roșu se observă, de exemplu, la piticele albe , la care valoarea sa ajunge la 10 −3 [1] . $G$ $R_{s}$

Redshift cosmologic

Redshift-ul cosmologic are loc din cauza expansiunii Universului : în timpul în care lumina ajunge la observator, factorul de scară crește, iar când lumina ajunge la observator, lungimea de undă a acesteia este mai mare decât cea emisă de sursă [12] . Dacă factorul de scară este în momentul observării și este același în momentul emiterii luminii, atunci deplasarea cosmologică spre roșu este exprimată după cum urmează [21] : $a_{0}$ $a_{1}$

z_{c}={\frac {a_{0}}{a_{1}}}-1

Redshift-ul cosmologic observat este uneori interpretat ca Doppler, iar în acest caz se vorbește despre viteza radială cosmologică (pentru small ) pe care o are obiectul. Cu toate acestea, această interpretare nu este exactă: în special, creșterea lungimii de undă la deplasarea cosmologică spre roșu nu depinde de rata de modificare a factorului de scară în momentul emisiei sau absorbției, ci de câte ori a crescut în timpul întreaga perioadă dintre emisia și absorbția luminii [15] . $v=cz$ $v$

Pentru sursele situate la o distanță nu prea mare, este posibil să se extindă factorul de scară într- o serie [15] : $la)$

a(t)\approx a(t_{0})[1+(t-t_{0})H_{0}+\ldots ],

unde este un punct arbitrar în timp și este constanta Hubble la un moment dat.În acest caz, într-o aproximare liniară aplicabilă la distanțe suficient de mici, se poate exprima deplasarea spre roșu în termeni de momente de emisie și absorbție sau în termeni a distanței adecvate [15] : $t_0$ $H_{0}$ $t_{0}.$ $t_0$ $t_{1}$ $d$

z_{c}\aprox H_{0}(t_{0}-t_{1}),

cz_{c}\aprox H_{0}d.

Odată cu deplasarea cosmologică spre roșu, ca și în cazul oricărei alte, energia fotonului scade. În acest caz, se cheltuiește pe expansiunea Universului [6] .

Deplasarea cosmologică spre roșu este observată în mod unic numai în galaxiile îndepărtate - la distanțe mai mici de zeci de megaparsecs , nu depășește deplasarea către roșu Doppler cauzată de vitezele particulare ale galaxiilor [13] [15] . Există multe obiecte cunoscute cu o deplasare cosmologică spre roșu mai mare decât unu; galaxia cu cea mai mare deplasare spre roșu cunoscută din aprilie 2022 este HD1 , care are o deplasare către roșu de 13,27 [1] [22] [23] . Radiația relicvă are aproximativ 1000 [24] . $z_{c}$

Utilizare

Studiul deplasărilor spre roșu este utilizat pe scară largă în astronomie , în special în astrofizică , deoarece permite obținerea de informații despre diferite proprietăți ale corpurilor cerești prin studierea spectrelor acestora. Pentru a determina deplasările spre roșu, se măsoară lungimile de undă ale liniilor spectrale identice în sursa studiată și în laborator, se constată de obicei diferența lor, iar deplasarea către roșu se calculează folosind formula [25] . În unele cazuri, deplasarea spre roșu poate fi măsurată fotometric cu mai puțin timp, dar cu o precizie mai mică [26] . ${\textstyle z={\frac {\Delta \lambda }{\lambda _{0}})}$

Astronomie galactică

Obiectele din Calea Lactee nu au deplasări cosmologice spre roșu, așa că deplasarea spre roșu observată este predominant Doppler. Deplasările gravitaționale spre roșu sunt observate numai la obiectele cu câmpuri gravitaționale foarte puternice , precum piticele albe , stele neutronice sau găurile negre [1] [13] .

În același timp, deplasarea către roșu Doppler poate fi folosită pentru a judeca nu numai mișcarea sursei de lumină: de exemplu, atunci când o stea se rotește, una dintre laturile ei se apropie de observator, în timp ce cealaltă se îndepărtează, ceea ce duce la diferențe de radial. viteze și, în consecință, în deplasări roșu sau albastru. Chiar dacă nu este posibil să se observe părți individuale ale stelei, așa cum este posibil pentru Soare , atunci spectrul total va fi suma spectrelor diferitelor puncte de pe discul stelei. Drept urmare, liniile din spectrul stelei vor avea o lățime mai mare, din care se va putea calcula viteza de rotație a stelei [25] .

Alte mișcări în stele pot duce, de asemenea, la o schimbare a lungimii de undă cauzată de deplasarea către roșu Doppler. De exemplu, datorită mișcării termice a materiei, atomii care emit fotoni se mișcă cu viteze radiale diferite, ceea ce duce la o creștere Doppler a lățimii liniei. Viteza pătratică medie depinde de temperatura materiei; prin urmare, în unele cazuri, lărgirea liniei poate fi folosită pentru a aprecia temperatura stelei [25] .

Astronomie extragalactică

Alte galaxii prezintă o deplasare către roșu Doppler datorită vitezelor și rotației lor specifice [27] și o deplasare cosmologică către roșu din cauza expansiunii Universului. Deplasările gravitaționale spre roșu nu sunt observate în galaxii [13] .

În acest caz, vitezele particulare ale galaxiilor sunt aleatorii și sunt de ordinul a câteva sute de kilometri pe secundă. Pentru galaxiile din apropiere, acest lucru duce la faptul că deplasarea Doppler spre roșu sau albastru este mai puternică decât cea cosmologică, care crește odată cu distanța. Chiar și pentru acele galaxii a căror deplasare cosmologică spre roșu este mult mai mare decât cea Doppler, este posibil să se măsoare distanța până la galaxie prin deplasare către roșu doar cu o anumită precizie. Observarea deplasării cosmologice către roșu face posibilă măsurarea parametrilor cosmologici, cum ar fi constanta Hubble , dar vitezele particulare ale galaxiilor reduc precizia unor astfel de măsurători [14] [15] .

Cu toate acestea, deplasările spre roșu joacă un rol foarte important în astronomia extragalactică. În cosmologie , este folosită atât ca măsură a timpului, cât și ca măsură a distanței: înseamnă, respectiv, timpul și distanța pe care a trebuit să o parcurgă lumina, deplasându-se de la observator la sursă, pentru a dobândi un astfel de cosmologic. deplasare spre roșu [28] . Comoditatea acestei abordări constă în faptul că este determinată direct din observații, în timp ce timpul și distanța corespunzătoare depind de parametrii modelului cosmologic utilizat [29] [30] . $z$

Istoria studiului

Prima cauză descoperită a deplasării spre roșu a fost efectul Doppler , prezis teoretic de Christian Doppler în 1842, dar la acea vreme nu existau instrumente capabile să-l testeze în practică [31] [32] . În 1868, William Huggins a folosit pentru prima dată efectul Doppler în practică: observând deplasarea spre roșu a liniilor din spectrul lui Sirius , a demonstrat că această stea se îndepărtează de Soare [33] .

Deplasarea gravitațională spre roșu este prezisă de teoria generală a relativității publicată de Albert Einstein în 1916 [34] . În 1925, Walter Sidney Adams a descoperit experimental acest efect în spectrul unei pitici albe Sirius B [1] , iar în laborator a fost dovedită existența deplasării gravitaționale spre roșu în anii 1960 [35] .

Redshift-ul cosmologic a fost descoperit pentru prima dată de Vesto Slifer în 1912-1914 în timp ce studia spectrele galaxiilor [1] . Fundamentarea teoretică a deplasării cosmologice spre roșu a fost dată de Alexander Friedman în 1922, după ce a construit un model al Universului , numit în viitor după numele său de familie [36] [37] . În 1929, pe baza rezultatelor observării multor galaxii și a deplasărilor lor spre roșu, Edwin Hubble a anunțat descoperirea dependenței deplasării către roșu de distanța până la galaxie. Astfel, Hubble a descoperit expansiunea Universului , iar dependența pe care a descoperit-o a fost numită legea lui Hubble [38] .

Note

↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Zasov A. V. Redshift // Marea Enciclopedie Rusă . - Editura BRE , 2010. - T. 15. - 767 p. - ISBN 978-5-85270-346-0 .
↑ 1 2 Surdin V. G. Redshift . Astronet . Consultat la 11 decembrie 2020. Arhivat din original la 16 ianuarie 2015. (nedefinit)
↑ Terebizh V. Yu. Redshift // Enciclopedia fizică / Capitolul. ed. A. M. Prohorov . - M . : Enciclopedia Sovietică , 1990. - T. 2: Factorul de calitate - magneto-optică . - S. 487-488 . — ISBN 5-85270-061-4 . (Rusă)
↑ 1 2 3 Karttunen și colab., 2007 , p. 29.
↑ Schimbări spre roșu extragalactice . ned.ipac.caltech.edu . Preluat la 11 decembrie 2020. Arhivat din original la 22 decembrie 2013. (nedefinit)
↑ 1 2 Ethan Siegel. Se economisește energia atunci când fotonii se deplasează spre roșu în universul nostru în expansiune? (engleză) . Forbes . Preluat la 12 decembrie 2020. Arhivat din original la 11 decembrie 2020.
↑ Weinberg S. Cosmologie . — M .: URSS , 2013. — S. 54 . — 608 p. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 165.
↑ Jacques Moret-Bailly. Discriminarea dificilă a deplasării spre roșu Impulse Stimulated Raman Scattering față de deplasarea spre roșu Doppler // arXiv Astrophysics e-prints. — 2001-10-01. - arXiv : arXiv:astro-ph/0110525v4 .
↑ Peiji Geng, Weiguo Li, Xuyao Zhang, Yong Deng, Haibo Kou. Efectele temperaturii și deplasării spre roșu asupra indicelui de refracție al semiconductorilor // Journal of Applied Physics. — 18-07-2018. — Vol. 124, nr. 3 . — ISSN 0021-8979 . - doi : 10.1063/1.5027771 .
↑ Gregory Barbillon. Nanoplasmonice în mediu de înaltă presiune // Fotonică. - 2020. - Vol. 7. - P. 53 și urm. - doi : 10.3390/photonics7030053 .
↑ 12 Redshift cosmologic . astronomy.swin.edu.au . Preluat la 11 decembrie 2020. Arhivat din original la 1 noiembrie 2020. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 Gravity Probe B - Întrebări și răspunsuri de relativitate specială și generală . einstein.stanford.edu . Preluat la 11 decembrie 2020. Arhivat din original la 2 martie 2021. (nedefinit)
↑ 1 2 3 Redshift . www.femto.com.ua _ Preluat la 11 decembrie 2020. Arhivat din original la 20 iunie 2013. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 5 6 Weinberg S. Cosmologie . — M .: URSS , 2013. — S. 30 —34. — 608 p. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 413.
↑ Edward L. Wright. Erori în cosmologia luminii obosite . www.astro.ucla.edu . Preluat la 11 decembrie 2020. Arhivat din original la 16 noiembrie 2021. (nedefinit)
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 188-189.
↑ Rafikov RR Doppler Boosting of the S-stars in the Galactic Center // The Astrophysical Journal. — 2020-12-01. - T. 905 . - S. L35 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /2041-8213/abcebc . Arhivat din original pe 29 iunie 2022.
↑ Oamenii de știință Siegel E. Descoperă cea mai rapidă stea din jurul unei găuri negre supermasive . Forbes . Consultat la 29 iunie 2022. Arhivat din original pe 29 iunie 2022.
↑ 1 2 Karttunen și colab., 2007 , pp. 412-413.
↑ Harikane Y., Inoue AK, Mawatari K., Hashimoto T., Yamanaka S. A Search for H-Dropout Lyman Break Galaxies at z 12-16 // The Astrophysical Journal. — 2022-04-01. - T. 929 . - S. 1 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.3847/1538-4357/ac53a9 . Arhivat din original pe 6 iunie 2022.
↑ Astronomii descoperă cea mai îndepărtată galaxie cunoscută din univers . Astronomie . Preluat la 6 mai 2022. Arhivat din original la 2 mai 2022.
↑ Martin White. Ce sunt anizotropiile CMB? . w.astro.berkeley.edu . Preluat la 12 decembrie 2020. Arhivat din original la 26 ianuarie 2021. (nedefinit)
↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 189-192.
↑ Salvato M., Ilbert O., Hoyle B. The many flavors of photometric redshifts // Nature Astronomy. — 2019-06-01. - T. 3 . — S. 212–222 . — ISSN 2397-3366 . - doi : 10.1038/s41550-018-0478-0 .
↑ Nick Battagila, Martha Haynes. Exemplu: Curba de rotație a galaxiei . Universitatea Cornell . (nedefinit)
↑ Redshift . Observatorul Las Cumbres . Preluat la 12 decembrie 2020. Arhivat din original la 2 decembrie 2020. (nedefinit)
↑ Distanțele în Univers . KTH Institutul Regal de Tehnologie . Preluat la 3 ianuarie 2021. Arhivat din original la 2 decembrie 2020. (nedefinit)
↑ Julien Lesgourgues. O privire de ansamblu asupra cosmologiei . CERN . Preluat la 3 ianuarie 2020. Arhivat din original la 21 martie 2022. (nedefinit)
↑ Efectul Doppler . Enciclopedia Britannica . Preluat la 12 decembrie 2020. Arhivat din original la 6 noiembrie 2020.
↑ Christian Doppler - Biografie . Istoria matematicii . Preluat la 12 decembrie 2020. Arhivat din original pe 6 decembrie 2020.
↑ Doppler, Christian (1803-1853) . www.reading.ac.uk . Preluat la 12 decembrie 2020. Arhivat din original la 14 iunie 2021. (nedefinit)
↑ Relativitatea generală . Enciclopedia Britannica . Preluat la 12 decembrie 2020. Arhivat din original la 20 noiembrie 2020.
↑ Redshift gravitațional . astronomy.swin.edu.au . Preluat la 12 decembrie 2020. Arhivat din original la 4 februarie 2021. (nedefinit)
↑ Universul Friedmann . Enciclopedia Britannica . Preluat la 12 decembrie 2020. Arhivat din original la 30 noiembrie 2020.
↑ Karttunen și colab., 2007 , pp. 401-403.
↑ Redshift . _ Enciclopedia Britannica . Preluat la 11 decembrie 2020. Arhivat din original pe 5 decembrie 2020.

Literatură

E. V. Kononovici; Moroz V.I. Curs general de astronomie / Ed. V. V. Ivanova . — al 2-lea, corectat. — M .: Editorial URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — ediția a 5-a. - Berlin: Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .

Dicționare și enciclopedii	mare danez Mare catalană Mare norvegian Britannica (online)
În cataloagele bibliografice	GND : 4178556-3 J9U : 987007565862105171 LCCN : sh85112092 NDL : 00575344 NKC : ph311253

Cosmologie
Concepte și obiecte de bază	Univers univers observabil Tura roșie cosmologic radiația CMB Valuri gravitationale Expansiunea universului accelerat masă ascunsă Materie întunecată energie întunecată
Istoria Universului	Marea explozie mare revenire Cronologia Big Bang-ului Inflația Nucleosinteză primară Recombinare Evoluția galaxiilor Epoca Universului Viitorul Universului
Structura Universului	Structura la scară largă a Universului Supercluster de galaxii Grup mare de quasari Fir galactic Vidul Bubble Hubble Forma Universului
Concepte teoretice	Istoria dezvoltării ideilor despre univers Legea Hubble Instabilitatea gravitațională Principiul cosmologic Modele cosmologice Singularitatea cosmologică Modelul De Sitter modelul universului fierbinte Universul Friedman Distanța de însoțitor Densitatea critică Ecuația lui Friedman Ecuația cosmologică de stare Model Lambda-CDM
Experimente	Cosmologie observațională 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomie