Красное смещение: различия между версиями

'''КрасноеКра́сное смещениесмеще́ние''' — явление, при котором длина волны [[Электромагнитное излучение|электромагнитного излучения]] для наблюдателя изменяется относительно её же для источника. 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 [[Синее смещение|синим смещением]].

При красном смещении [[электромагнитное излучение]] увеличивает свою [[Длина волны|длину волны]]. Наиболее заметное проявление красного смещения — сдвиг [[Спектральная линия|линий]] и других деталей в [[спектр]]е источника в сторону бо́льших длин волн, например, для [[Видимый свет|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 [[Синее смещение|синим смещением]]<ref name=":3">{{Книга|автор=[[Засов, Анатолий Владимирович|Засов А. В. Засов]]|заглавие=[[Большая российская энциклопедия]]|ответственный=|год=2010|часть=Красное смещение|ссылка часть=https://bigenc.ru/physics/text/2107100|издание=|место=|издательство=[[Большая российская энциклопедия (издательство)|Издательство БРЭ]]|том=15|страницы=|страниц=767|isbn=978-5-85270-346-0}}</ref><ref name=":0">{{Cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1177975|title=Красное смещение|author=[[Сурдин, Владимир Георгиевич|Сурдин В. Г. Сурдин]]|website=[[Астронет]]|date=|publisher=|accessdate=2020-12-11}}</ref><ref name=":1">{{Cite web|lang=|url=http://www.femto.com.ua/articles/part_1/1806.html|title=Красное смещение|author=|website=www.femto.com.ua|date=|publisher=|accessdate=2020-12-11}}</ref>.

Изменение длины волны пропорционально самой длине волны, поэтому для её количественного описания вводится величина <math display="inline">z = \frac{\lambda - \lambda_0}{\lambda_0} = \frac{\Delta \lambda}{\lambda_0}</math>, где <math>\lambda</math> — наблюдаемая длина волны, <math>\lambda_0</math> — испущенная, также называемая лабораторной, а <math>\Delta \lambda</math> — их разность. Величина <math>z</math> [[Безразмерная величина|безразмерна]] и также называется красным смещением. Если <math>z < 0</math>, то наблюдаемые длины волн меньше лабораторных, и наблюдается не красное, а синее смещение<ref name=":3" /><ref name=":0" />{{Sfn|Karttunen et al.|2007|p=29}}.

Аналогично, z можно выразить <math>z</math> через частоты. Если <math>\nu_0</math> — лабораторная частота, а <math>\nu</math> — наблюдаемая<ref name=":2">{{Cite web|url=http://ned.ipac.caltech.edu/help/zdef.html|title=Extragalactic Redshifts|website=ned.ipac.caltech.edu|accessdate=2020-12-11}}</ref>:

: <math>z = \frac{\nu_0 - \nu}{\nu}</math>.

При положительном красном смещении увеличивается длина волны фотонов[[фотон]]ов и уменьшается частота, следовательно, уменьшается [[энергия]]. Так как энергия [[фотон]]афотона <math>E = h \nu</math>, где <math>h</math> — [[постоянная Планка]], то при красном смещении <math>z</math> его энергия становится в <math>1 + z</math> раз меньше исходной<ref name=":5">{{Cite web|lang=en|url=https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2019/08/14/is-energy-conserved-when-photons-redshift-due-to-the-expanding-universe/|title=Is Energy Conserved When Photons Redshift In Our Expanding Universe?|author=Ethan Siegel|website=[[Forbes]]|accessdate=2020-12-12}}</ref>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=165}}.

Красное смещение может быть вызвано тремя причинами: лучевой скоростью источника, разностью [[Гравитационный потенциал|гравитационных потенциалов]] в точках, где располагаются источник и наблюдатель, и [[Расширение Вселенной|расширением Вселенной]]. Красное смещение, вызванное одной из этих причин называется соответственно доплеровским <math>z_D</math>, гравитационным <math>z_g</math> и космологическим <math>z_c</math><ref name=":4">{{Cite web|lang=|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/c/cosmological+redshift|title=Cosmological Redshift|author=|website=astronomy.swin.edu.au|date=|publisher=|accessdate=2020-12-11}}</ref><ref name=":7">{{Cite web|url=https://einstein.stanford.edu/content/relativity/a11859.html|title=Gravity Probe B - Special & General Relativity Questions and Answers|website=einstein.stanford.edu|accessdate=2020-12-11}}</ref>. Космологическое красное смещение иногда рассматривается как частный случай доплеровского из-за их внешнего сходства<ref name=":3" /><ref name=":1" />, но это ошибочно<ref name=":6" />. Эти причины смещения могут сочетаться, и в таком случае величина наблюдаемого красного смещения может быть выражена следующим образом{{Sfn|Karttunen et al.|2007|p=413}}:

: <math>1 + z = (1 + z_D)(1 + z_g)(1 + z_c)</math>.

: <math>z_D = \frac{v_r}{c}</math>.

В случае, если источник удаляется от наблюдателя, то <math>z > 0</math>, и наблюдается красное смещение. Если же источник приближается к наблюдателю, то <math>z < 0</math> и наблюдается синее смещение<ref name=":3" />.

: <math>z_D = \frac{1 + v_r/c}{\sqrt{1 - (v/c)^2}} - 1</math>.

: <math>z_D = \sqrt{\frac{1 + v/c}{1 - v/c}} - 1</math>.

[[Гравитационное красное смещение]] — эффект, который проявляется, когда наблюдатель расположен в точке с меньшим [[Гравитационный потенциал|гравитационным потенциалом]], чем источник. Для слабых гравитационных полей <math display="inline">z_g = \frac{\Delta \varphi}{c^2}</math>, где <math>\Delta \varphi</math> — разность гравитационных потенциалов, и в классической механике этот эффект рассматривается как энергетические затраты фотона на преодоление [[Гравитация|гравитации]], что приводит к уменьшению его энергии и увеличению длины волны<ref name=":3" />.

: <math>z_g = \frac{1}{\sqrt{1 - \frac{2GM}{c^2 R}}} - 1 = \frac{1}{\sqrt{1 - \frac{R_s}{R}}} - 1</math>.

: <math>z_c = \frac{a_0}{a_1} - 1</math>.

Наблюдаемое космологическое красное смещение иногда интерпретируется как доплеровское, и в таком случае говорится о космологической радиальной скорости <math>v = cz</math> (при малых <math>v</math>), которую имеет объект. Однако такая интерпретация не точна: в частности, увеличение длины волны при космологическом красном смещении зависит не от скорости изменения масштабного фактора в момент испускания или поглощения, а от того, во сколько раз он увеличился за весь период между испусканием и поглощением света<ref name=":6">{{Книга|автор=[[Стивен Вайнберг|Вайнберг, СтивенС.]]|заглавие=Космология|ответственный=|год=20082013|издание=|место=М.|издательство=[[URSS|УРСС]]|страницы=30—34|страниц=608|isbn=978-5-453-00040-1}}</ref>.

где <math>t_0</math> — произвольный момент времени, а <math>H_0</math> — [[постоянная Хаббла]] в момент времени <math>t_0</math>. В таком случае в линейном приближении, применимымприменимом для достаточно малых расстояний, можно выразить красное смещение через моменты испускания <math>t_0</math> и поглощения <math>t_1</math>, либо через [[собственное расстояние]] <math>d</math><ref name=":6" />:

: <math>cz_c \approx H_0 d</math>.

При космологическом красном смещении, как и при любом другом, [[энергия]] фотонов уменьшается. В данном случае она затрачивается на [[расширение Вселенной]]<ref name=":5" />.

Космологическое красное смещение однозначно наблюдается лишь у далёких галактик — на расстояниях меньше десятков [[Парсек|мегапарсекмегапарсеков]] оно не превышает доплеровское красное смещение, вызванное [[Пекулярная скорость|пекулярными скоростями]] галактик<ref name=":7" /><ref name=":6" />. Известно множество объектов с космологическим красным смещением больше единицы; на данный момент [[галактика]] с [[Список наиболее удалённых астрономических объектов|наибольшим известным красным смещением]] — [[GN-z11]], у которой этот показатель составляет 11,1<ref name=":3" /><ref>{{Cite web|lang=en|url=https://www.space.com/32150-farthest-galaxy-smashes-cosmic-distance-record.html|title=Farthest Galaxy Yet Smashes Cosmic Distance Record|author=Calla Cofield|website=Space.com|date=2016-03-03|publisher=|accessdate=2020-12-12}}</ref>. Реликтовое излучение имеет <math>z_c</math> порядка 1000<ref>{{Cite web|lang=|url=http://w.astro.berkeley.edu/~mwhite/whatarecmb.html|title=What Are CMB Anisotropies?|author=Martin White|website=w.astro.berkeley.edu|date=|publisher=|accessdate=2020-12-12}}</ref>.

У объектов внутри [[Млечный Путь|Млечного Пути]] нет космологических красных смещений, таким образом, наблюдаемое красное смещение является преимущественно доплеровским. Гравитационные красные смещения наблюдаются лишь у объектов с очень сильными [[Гравитационное поле|гравитационными полями]], таких, как [[Белый карлик|белые карлики]], [[Нейтронная звезда|нейтронные звёзды]] или [[Чёрная дыра|чёрные дыры]]<ref name=":3" /><ref name=":7" />.

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 её части звезды, как это возможно для [[Солнце|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{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=189—192}}.

У других [[Галактика|галактик]] наблюдаетсянаблюдаются доплеровское красное смещение, вызванное их [[Пекулярная скорость|пекулярными скоростями]] и вращением<ref>{{Cite web|lang=|url=http://hosting.astro.cornell.edu/academics/courses/astro2201/rotcurve.htm|title=Example: Galaxy Rotation Curve|author=Nick Battagila, Martha Haynes|website=[[Корнеллский университет|Cornell University]]|date=|publisher=}}</ref>, и космологическое красное смещение, обусловленное расширением Вселенной. Гравитационные красные смещения у галактик не наблюдаются<ref name=":7" />.

Первой открытой причиной красного смещения был [[эффект Доплера]], предсказанный теоретически [[Доплер, Кристиан|Кристианом Доплером]] в 1842 году, однако в то время не существовало приборов, способных проверить его на практике<ref>{{Cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/Doppler-effect|title=Doppler effect|author=|website=[[Encyclopedia Britannica]]|date=|publisher=|accessdate=2020-12-12}}</ref><ref>{{Cite web|lang=en|url=https://mathshistory.st-andrews.ac.uk/Biographies/Doppler/|title=Christian Doppler -— Biography|website=Maths History|accessdate=2020-12-12}}</ref>. В 1868 году [[Уильям Хаггинс]] впервые использовал эффект Доплера на практике: наблюдая красное смещение линий в спектре [[Сириус|Сириуса]], он доказал, что эта звезда удаляется от Солнца<ref>{{Cite web|url=http://www.reading.ac.uk/physicsnet/units/flap/glossary/biogs/bdoppler.htm|title=Doppler, Christian (1803-18531803—1853)|website=www.reading.ac.uk|accessdate=2020-12-12}}</ref>.

* {{Книга|ref=Кононович, Мороз|автор=Кононович Э. В. Кононович; [[Мороз, Василий Иванович|Мороз В. И]]. Мороз|заглавие=Общий курс астрономии|ответственный=|год=2004|издание=2-е, исправленное|ответственный=Под ред. [[Иванов, Всеволод Владимирович|В. В. Иванова]]|место=М.|издательство=[[URSS|Едиториал УРСС]]|страницы=|страниц=544|isbn=5-354-00866-2}}

* {{Книга|ref=Karttunen et al.|ссылка=https://books.google.ru/books?id=DjeVdb0sLEAC&hl=ru|автор=H. KarttunenKarttunenH., Kroger P. Kroger, Oja H. Oja, Poutanen M. Poutanen, Donner K. J. Donner|заглавие=Fundamental Astronomy|ответственный=|год=2007|издание=5th Edition|место=Berlin|издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|страницыpages=|страницallpages=510|isbn=978-3-540-34143-7}}