Кра́сное смеще́ние в астрофизике — явление, при котором длина волны электромагнитного излучения для наблюдателя увеличивается относительно длины волны излучения, испущенного источником. Также красным смещением называется безразмерная величина , которая характеризует изменение длины волны при данном явлении. Красное смещение может быть вызвано тремя причинами : оно может быть доплеровским, гравитационным и космологическим, но несмотря на разную природу, во всех трёх случаях красное смещение внешне проявляется одинаковым образом. Обратное явление — уменьшение наблюдаемой длины волны, имеющее ту же природу, — называется синим смещением.
Наблюдение красных смещений широко используется в астрономии, так как позволяет получать информацию о движении небесных тел и других их свойствах. Особенно важны красные смещения для космологии.
Описание явления
правитьПри красном смещении электромагнитное излучение увеличивает свою длину волны. Наиболее заметное проявление красного смещения — сдвиг линий и других деталей в спектре источника в сторону бо́льших длин волн, например, для видимого света — в сторону красного участка спектра: этот сдвиг и дал название термину. Обратное явление той же природы, при котором длина волны излучения уменьшается, называется синим смещением[1][2][3].
Изменение длины волны пропорционально самой длине волны, поэтому для её количественного описания вводится величина где — наблюдаемая длина волны, — испущенная, также называемая лабораторной, а — их разность. Величина безразмерна и также называется красным смещением. Если то наблюдаемые длины волн меньше лабораторных, и наблюдается не красное, а синее смещение[1][2][4].
Аналогично можно выразить через частоты. Если — лабораторная частота, а — наблюдаемая[5]:
При положительном увеличивается длина волны фотонов и уменьшается частота, следовательно, уменьшается энергия. При отрицательном энергия увеличивается. Так как энергия фотона где — постоянная Планка, то при красном смещении его энергия изменяется в раз относительно исходной[6][7][8].
Также красным смещением иногда называют явления, проявляющиеся иным образом, но также приводящие к видимому покраснению света[9][10].
В физике твёрдого тела красным или синим смещением называют соответствующее изменение длины волны излучения относительно референса — длины волны, принятой за начальную точку. Красное (синее) смещение имеет множество причин, в частности, сдвиг частоты локализованного поверхностного плазмонного резонанса в коллоиде золотых наночастиц может быть вызван внешним давлением[11].
Природа явления
правитьКрасное смещение может быть вызвано тремя причинами: лучевой скоростью источника, разностью гравитационных потенциалов в точках, где располагаются источник и наблюдатель, и расширением Вселенной. Красное смещение, вызванное одной из этих причин, называется соответственно доплеровским гравитационным и космологическим [12][13]. Космологическое красное смещение иногда рассматривается как частный случай доплеровского из-за их внешнего сходства[1][14], но это ошибочно[15]. Эти причины смещения могут сочетаться, и в таком случае величина наблюдаемого красного смещения может быть выражена следующим образом[16]:
Предлагались и другие механизмы, предположительно вызывающие красное смещение, ныне отвергнутые. Среди таковых, например, старение света[17].
Доплеровское красное смещение
правитьДоплеровское красное смещение является проявлением эффекта Доплера и наблюдается при движении источника относительно наблюдателя. При относительных скоростях, гораздо меньших скорости света релятивистские эффекты можно не учитывать, и в таком случае красное смещение определяется только лучевой скоростью движения источника относительно наблюдателя[4][18]:
В случае, если источник удаляется от наблюдателя, то и наблюдается красное смещение. Если же источник приближается к наблюдателю, то и наблюдается синее смещение[1].
Если же относительная скорость близка к скорости света, то необходимо учитывать и релятивистские поправки, связанные с замедлением времени у движущегося тела. В этом случае полная скорость движения источника относительно наблюдателя также играет роль[14][18]:
Если источник движется в направлении луча зрения наблюдателя и лучевая скорость равняется полной, то выражение для можно переписать следующим образом[4]:
Для объектов в Млечном Пути абсолютные значения доплеровского красного и синего смещения, как правило, не превышают 10−3[1]; редкими исключениями являются, например, звёзды в окрестности центральной сверхмассивной чёрной дыры Стрелец A*, которые могут достигать скорости в несколько процентов от скорости света. Так, звезда S4714, проходя перицентр орбиты, может иметь красное/синее смещение до ±0,08[19][20].
Гравитационное красное смещение
правитьГравитационное красное смещение — эффект, который проявляется, когда наблюдатель расположен в точке с меньшим гравитационным потенциалом, чем источник. Для слабых гравитационных полей где — разность гравитационных потенциалов, и в классической механике этот эффект рассматривается как энергетические затраты фотона на преодоление гравитации, что приводит к уменьшению его энергии и увеличению длины волны[1].
Для сильных гравитационных полей необходимо использовать более точную, релятивистскую формулу. Если источник находится на расстоянии от невращающегося сферически симметричного тела с массой а наблюдатель — на большом расстоянии от него, то формула для гравитационного красного смещения выглядит следующим образом[1][21]:
Здесь — гравитационная постоянная, а — шварцшильдовский радиус упомянутого тела. Гравитационное красное смещение наблюдается, например, у белых карликов, у которых его величина доходит до 10−3[1].
Космологическое красное смещение
правитьКосмологическое красное смещение возникает из-за расширения Вселенной: за время, в течение которого свет доходит до наблюдателя, масштабный коэффициент увеличивается, и когда свет приходит к наблюдателю, его длина волны оказывается больше, чем испущенная источником[12]. Если — масштабный коэффициент в момент наблюдения, а — он же в момент испускания света, то космологическое красное смещение выражается так[21]:
- .
Наблюдаемое космологическое красное смещение иногда интерпретируется как доплеровское, и в таком случае говорится о космологической радиальной скорости (при малых ), которую имеет объект. Однако такая интерпретация не точна: в частности, увеличение длины волны при космологическом красном смещении зависит не от скорости изменения масштабного коэффициента в момент испускания или поглощения, а от того, во сколько раз он увеличился за весь период между испусканием и поглощением света[15].
Для источников, расположенных на не слишком большом расстоянии, можно разложить масштабный коэффициент в ряд[15]:
где — произвольный момент времени, а — постоянная Хаббла в момент времени В таком случае в линейном приближении, применимом для достаточно малых расстояний, можно выразить красное смещение через моменты испускания и поглощения либо через собственное расстояние [15]:
При космологическом красном смещении, как и при любом другом, энергия фотонов уменьшается. В данном случае она затрачивается на расширение Вселенной[6].
Космологическое красное смещение однозначно наблюдается лишь у далёких галактик — на расстояниях меньше десятков мегапарсеков оно не превышает доплеровское красное смещение, вызванное пекулярными скоростями галактик[13][15]. Известно множество объектов с космологическим красным смещением больше единицы[1]; галактика с наибольшим известным красным смещением на май 2024 года — JADES-GS-z14-0, у которой этот показатель составляет 14,3[22]. Реликтовое излучение имеет порядка 1000[23].
Использование
правитьИсследование красных смещений широко применяется в астрономии, особенно в астрофизике, так как позволяет получать информацию о различных свойствах небесных тел, изучая их спектры. Для определения красных смещений измеряются длины волн одинаковых спектральных линий в исследуемом источнике и в лабораторном, обычно находится их разность и вычисляется красное смещение по формуле [24]. В некоторых случаях красное смещение может быть измерено фотометрически с меньшими затратами времени, но более низкой точностью[25].
Галактическая астрономия
правитьУ объектов внутри Млечного Пути нет космологических красных смещений, таким образом, наблюдаемое красное смещение является преимущественно доплеровским. Гравитационные красные смещения наблюдаются лишь у объектов с очень сильными гравитационными полями, таких как белые карлики, нейтронные звёзды или чёрные дыры[1][13].
При этом по доплеровскому красному смещению можно судить не только о движении источника света: например, при вращении звезды одна из её сторон приближается к наблюдателю, а другая удаляется, что приводит к различиям в лучевых скоростях и, следовательно, в красных или синих смещениях. Даже если не удаётся пронаблюдать отдельные части звезды, как это возможно для Солнца, то общий спектр будет представлять собой сумму спектров различных точек диска звезды. В результате линии в спектре звезды будут иметь бо́льшую ширину, из которой можно будет вычислить скорость вращения звезды[24].
К изменению длин волн, вызванному доплеровским красным смещением, могут приводить и другие движения в звёздах. Например, из-за теплового движения вещества атомы, испускающие фотоны, движутся с различными лучевыми скоростями, что приводит к доплеровскому увеличению ширины линий. Среднеквадратичная скорость зависит от температуры вещества, поэтому по уширению линий в некоторых случаях можно судить о температуре звезды[24].
Внегалактическая астрономия
правитьУ других галактик наблюдаются доплеровское красное смещение, вызванное их пекулярными скоростями и вращением[26], и космологическое красное смещение, обусловленное расширением Вселенной. Гравитационные красные смещения у галактик не наблюдаются[13].
При этом пекулярные скорости галактик случайны и составляют порядка нескольких сотен километров в секунду. Для близких галактик это приводит к тому, что доплеровское красное или синее смещение оказывается сильнее космологического, которое возрастает с расстоянием. Даже для тех галактик, у которых космологическое красное смещение значительно больше доплеровского, можно измерять расстояние до галактики по красному смещению лишь с некоторой точностью. Наблюдение космологического красного смещения позволяет измерять космологические параметры, например, постоянную Хаббла, но пекулярные скорости галактик уменьшают точность таких измерений[14][15].
Тем не менее, во внегалактической астрономии красные смещения играют очень большую роль. В космологии оно используется и как мера времени, и как мера расстояния: подразумевается, соответственно, время и расстояние, которое должен был пройти свет, двигаясь от наблюдателя к источнику, чтобы приобрести такое космологическое красное смещение[27]. Удобство этого подхода состоит в том, что определяется напрямую из наблюдений, в то время как соответствующее ему время и расстояние зависят от параметров используемой космологической модели[28][29].
История изучения
правитьПервой открытой причиной красного смещения был эффект Доплера, предсказанный теоретически Кристианом Доплером в 1842 году, однако в то время не существовало приборов, способных проверить его на практике[30][31]. В 1868 году Уильям Хаггинс впервые использовал эффект Доплера на практике: наблюдая красное смещение линий в спектре Сириуса, он доказал, что эта звезда удаляется от Солнца[32].
Гравитационное красное смещение предсказывается общей теорией относительности, которую опубликовал Альберт Эйнштейн в 1916 году[33]. В 1925 году Уолтер Сидни Адамс экспериментально обнаружил этот эффект в спектре белого карлика — Сириуса B[1], а в лабораторных условиях существование гравитационного красного смещения было доказано в 1960-х годах[34].
Космологическое красное смещение впервые обнаружил Весто Слайфер в 1912—1914 годах, изучая спектры галактик[1]. Теоретическое обоснование космологическому красному смещению дал Александр Фридман в 1922 году, построив модель Вселенной, названной в будущем по его фамилии[35][36]. В 1929 году, по результатам наблюдения множества галактик и их красных смещений, Эдвин Хаббл сообщил об открытии зависимости красного смещения от расстояния до галактики. Таким образом, Хаббл открыл расширение Вселенной, а обнаруженная им зависимость получила название закона Хаббла[37].
Примечания
править- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Засов А. В. Красное смещение // Большая российская энциклопедия. — Издательство БРЭ, 2010. — Т. 15. — 767 с. — ISBN 978-5-85270-346-0.
- ↑ 1 2 Сурдин В. Г. Красное смещение . Астронет. Дата обращения: 11 декабря 2020. Архивировано 16 января 2015 года.
- ↑ Теребиж В. Ю. Красное смещениеФизическая энциклопедия / Глав. ред. А. М. Прохоров. — М.: Советская энциклопедия, 1990. — Т. 2: Добротность — магнитооптика. — С. 487—488. — ISBN 5-85270-061-4. //
- ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007, p. 29.
- ↑ Extragalactic Redshifts . ned.ipac.caltech.edu. Дата обращения: 11 декабря 2020. Архивировано 22 декабря 2013 года.
- ↑ 1 2 Ethan Siegel. Is Energy Conserved When Photons Redshift In Our Expanding Universe? (англ.). Forbes. Дата обращения: 12 декабря 2020. Архивировано 11 декабря 2020 года.
- ↑ Вайнберг С. Космология. — М.: УРСС, 2013. — С. 54. — 608 с. — ISBN 978-5-453-00040-1.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 165.
- ↑ Jacques Moret-Bailly. The difficult discrimination of Impulse Stimulated Raman Scattering redshift against Doppler redshift // arXiv Astrophysics e-prints. — 2001-10-01. — arXiv:arXiv:astro-ph/0110525v4.
- ↑ Peiji Geng, Weiguo Li, Xuyao Zhang, Yong Deng, Haibo Kou. Effects of temperature and redshift on the refractive index of semiconductors // Journal of Applied Physics. — 2018-07-18. — Vol. 124, № 3. — ISSN 0021-8979. — doi:10.1063/1.5027771.
- ↑ Grégory Barbillon. Nanoplasmonics in High Pressure Environment // Photonics. — 2020. — Vol. 7. — P. 53 и далее. — doi:10.3390/photonics7030053. Архивировано 11 ноября 2020 года.
- ↑ 1 2 Cosmological Redshift . astronomy.swin.edu.au. Дата обращения: 11 декабря 2020. Архивировано 1 ноября 2020 года.
- ↑ 1 2 3 4 Gravity Probe B - Special & General Relativity Questions and Answers . einstein.stanford.edu. Дата обращения: 11 декабря 2020. Архивировано 2 марта 2021 года.
- ↑ 1 2 3 Красное смещение . www.femto.com.ua. Дата обращения: 11 декабря 2020. Архивировано 20 июня 2013 года.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 Вайнберг С. Космология. — М.: УРСС, 2013. — С. 30—34. — 608 с. — ISBN 978-5-453-00040-1.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 413.
- ↑ Edward L. Wright. Errors in Tired Light Cosmology . www.astro.ucla.edu. Дата обращения: 11 декабря 2020. Архивировано 16 ноября 2021 года.
- ↑ 1 2 Кононович, Мороз, 2004, с. 188—189.
- ↑ Rafikov R. R. Doppler Boosting of the S-stars in the Galactic Center // The Astrophysical Journal. — 2020-12-01. — Т. 905. — С. L35. — ISSN 0004-637X. — doi:10.3847/2041-8213/abcebc. Архивировано 29 июня 2022 года.
- ↑ Siegel E. Scientists Discover The Fastest Star Around A Supermassive Black Hole (англ.). Forbes. Дата обращения: 29 июня 2022. Архивировано 29 июня 2022 года.
- ↑ 1 2 Karttunen et al., 2007, pp. 412—413.
- ↑ Carniani, S. et al. A shining cosmic dawn: spectroscopic confirmation of two luminous galaxies at z∼14 (англ.). arXiv (28 мая 2024).
- ↑ Martin White. What Are CMB Anisotropies? w.astro.berkeley.edu. Дата обращения: 12 декабря 2020. Архивировано 26 января 2021 года.
- ↑ 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004, с. 189—192.
- ↑ Salvato M., Ilbert O., Hoyle B. The many flavours of photometric redshifts // Nature Astronomy. — 2019-06-01. — Т. 3. — С. 212–222. — ISSN 2397-3366. — doi:10.1038/s41550-018-0478-0. Архивировано 31 мая 2022 года.
- ↑ Nick Battagila, Martha Haynes. Example: Galaxy Rotation Curve . Cornell University.
- ↑ Redshift . Las Cumbres Observatory. Дата обращения: 12 декабря 2020. Архивировано 2 декабря 2020 года.
- ↑ Distances in the Universe . KTH Royal Institute of Technology. Дата обращения: 3 января 2021. Архивировано 2 декабря 2020 года.
- ↑ Julien Lesgourgues. An overview of cosmology . CERN. Дата обращения: 3 января 2020. Архивировано 21 марта 2022 года.
- ↑ Doppler effect (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 12 декабря 2020. Архивировано 6 ноября 2020 года.
- ↑ Christian Doppler — Biography (англ.). Maths History. Дата обращения: 12 декабря 2020. Архивировано 6 декабря 2020 года.
- ↑ Doppler, Christian (1803—1853) . www.reading.ac.uk. Дата обращения: 12 декабря 2020. Архивировано 14 июня 2021 года.
- ↑ General relativity (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 12 декабря 2020. Архивировано 20 ноября 2020 года.
- ↑ Gravitational Redshift . astronomy.swin.edu.au. Дата обращения: 12 декабря 2020. Архивировано 4 февраля 2021 года.
- ↑ Friedmann universe (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 12 декабря 2020. Архивировано 30 ноября 2020 года.
- ↑ Karttunen et al., 2007, pp. 401—403.
- ↑ Redshift (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 11 декабря 2020. Архивировано 5 декабря 2020 года.
Литература
править- Кононович Э. В.; Мороз В. И. Общий курс астрономии / Под ред. В. В. Иванова. — 2-е, исправленное. — М.: Едиториал УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
- Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.
Эта статья входит в число хороших статей русскоязычного раздела Википедии. |