Rödförskjutning

Rödförskjutning inom astrofysik är ett fenomen där våglängden för elektromagnetisk strålning för observatören ökar i förhållande till våglängden för strålning som sänds ut av källan. Rödförskjutningen kallas även den dimensionslösa storheten , som kännetecknar förändringen i våglängd för ett givet fenomen. Rödförskjutningen kan orsakas av tre orsaker : den kan vara doppler, gravitationell och kosmologisk, men trots den olika naturen yttrar sig rödförskjutningen i alla tre fallen externt på samma sätt. Det motsatta fenomenet - en minskning av den observerade våglängden, som har samma karaktär - kallas blueshift .

Observation av rödförskjutningar används ofta inom astronomi , eftersom det gör det möjligt att få information om himlakroppars rörelser och deras andra egenskaper. Rödförskjutningar är särskilt viktiga för kosmologin .

Beskrivning av fenomenet

Vid rödförskjutning ökar elektromagnetisk strålning dess våglängd . Den mest märkbara manifestationen av rödförskjutning är förskjutningen av linjer och andra detaljer i källans spektrum mot längre våglängder, till exempel för synligt ljus - mot den röda delen av spektrumet: denna förskjutning gav namnet till termen. Det omvända fenomenet av samma karaktär, där strålningens våglängd minskar, kallas blueshift [1] [2] [3] .

Förändringen i våglängden är proportionell mot själva våglängden, därför, för dess kvantitativa beskrivning, introduceras värdet där den observerade våglängden är, är den emitterade, även kallad laboratorium, och är deras skillnad. Kvantiteten är dimensionslös och kallas även rödförskjutning. Om då de observerade våglängderna är mindre än laboratorievåglängderna, och inte ett rött, utan ett blått skifte observeras [1] [2] [4] . ${\textstyle z={\frac {\lambda -\lambda _{0}}{\lambda _{0}}}={\frac {\Delta \lambda }{\lambda _{0}}},}$ $\lambda$ $\lambda _{0}$ $\Delta \lambda$ $z$ $z<0,$

På liknande sätt kan det uttryckas i termer av frekvenser . Om är laboratoriefrekvensen och är den observerade [5] : $z$ $\nu_{0}$ $\nu$

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

När den är positiv , ökar våglängden för fotoner och frekvensen minskar, därför minskar energin . När det är negativt ökar energin. Eftersom energin hos en foton är där är Plancks konstant , då vid en rödförskjutning ändras dess energi i tider i förhållande till den initiala [6] [7] [8] . $z$ $z$ $E=h\nu ,$ $h$ $z$ ${\textstyle {\frac {1}{1+z))}$

Även rödförskjutning kallas ibland fenomen som visar sig på ett annat sätt, men som också leder till en synlig ljusrodnad [9] [10] .

I fasta tillståndets fysik är rött eller blått skift motsvarande förändring av strålningens våglängd i förhållande till referensen - våglängden som tas som utgångspunkt. Den röda (blå) förskjutningen har många orsaker, i synnerhet kan frekvensförskjutningen av den lokaliserade ytplasmonresonansen i en kolloid av guldnanopartiklar orsakas av yttre tryck [11] .

Fenomenets natur

Rödförskjutningen kan orsakas av tre orsaker: källans radiella hastighet, skillnaden i gravitationspotentialer vid de punkter där källan och observatören befinner sig, och universums expansion . Rödförskjutningen som orsakas av en av dessa orsaker kallas Dopplergravitation respektive kosmologisk [12] [13] . Kosmologisk rödförskjutning anses ibland som ett specialfall av Doppler på grund av deras yttre likhet [1] [14] , men detta är felaktigt [15] . Dessa orsaker till förskjutningen kan kombineras, och i detta fall kan storleken på den observerade rödförskjutningen uttryckas enligt följande [16] : $z_{D},$ ${\displaystyle z_{g))$ $z_{c}$

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

Andra mekanismer har föreslagits, som förmodligen orsakar rödförskjutningen, som nu har förkastats. Bland dem till exempel ljusets åldrande [17] .

Dopplerrödförskjutning

Dopplerrödförskjutning är en manifestation av dopplereffekten och observeras när källan rör sig i förhållande till observatören. Vid relativa hastigheter som är mycket lägre än ljusets hastighet kan relativistiska effekter ignoreras, och i detta fall bestäms rödförskjutningen endast av källans radiella hastighet i förhållande till observatören [4] [18] : $c,$ $v_{r}$

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

Om källan rör sig bort från observatören observeras en rödförskjutning. Om källan närmar sig observatören, då observeras ett blått skifte [1] . $z>0$ $z<0$

Om den relativa hastigheten är nära ljusets hastighet , är det nödvändigt att ta hänsyn till de relativistiska korrigeringarna som är förknippade med tidsutvidgningen av den rörliga kroppen. I det här fallet spelar källans totala hastighet i förhållande till observatören också en roll [14] [18] : $v$

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

Om källan rör sig i riktning mot observatörens siktlinje och den radiella hastigheten är lika med den totala hastigheten, så kan uttrycket för skrivas om enligt följande [4] : $z$

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

För objekt i Vintergatan överstiger de absoluta värdena för Doppler röda och blå skiftningar som regel inte 10 −3 [1] ; sällsynta undantag är till exempel stjärnor i närheten av det centrala supermassiva svarta hålet Sagittarius A* , som kan nå hastigheter på flera procent av ljusets hastighet. Således kan stjärnan S4714 , som passerar omloppsbanans pericentrum, ha en röd/blå förskjutning på upp till ±0,08 [19] [20] .

Gravitationsrödförskjutning

Gravitationsrödförskjutning är en effekt som uppstår när observatören befinner sig vid en punkt med lägre gravitationspotential än källan. För svaga gravitationsfält var är skillnaden mellan gravitationspotentialer, och i klassisk mekanik betraktas denna effekt som energikostnaden för en foton för att övervinna gravitationen , vilket leder till en minskning av dess energi och en ökning av våglängden [1] . ${\textstyle z_{g}={\frac {\Delta \varphi }{c^{2))},}$ $\Delta \varphi$

För starka gravitationsfält är det nödvändigt att använda en mer exakt, relativistisk formel. Om källan är på avstånd från en icke-roterande sfäriskt symmetrisk kropp med massa och observatören är på ett stort avstånd från den, så ser formeln för gravitationsrödförskjutningen ut så här [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.

Här är gravitationskonstanten och är Schwarzschild-radien för den nämnda kroppen. Den gravitationsmässiga rödförskjutningen observeras, till exempel, i vita dvärgar , där dess värde når 10 −3 [1] . $G$ $R_{s}$

Kosmologisk rödförskjutning

Kosmologisk rödförskjutning uppstår på grund av universums expansion : under den tid under vilken ljuset når observatören ökar skalfaktorn , och när ljuset anländer till observatören är dess våglängd större än den som sänds ut av källan [12] . Om är skalfaktorn vid observationsögonblicket och är densamma vid ögonblicket för ljusemission, så uttrycks den kosmologiska rödförskjutningen enligt följande [21] : $a_{0}$ $a_{1}$

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

Den observerade kosmologiska rödförskjutningen tolkas ibland som Doppler, och i detta fall talar man om den kosmologiska radiella hastigheten (för liten ) som objektet har. Denna tolkning är dock inte korrekt: i synnerhet beror ökningen av våglängden vid den kosmologiska rödförskjutningen inte på förändringshastigheten för skalfaktorn vid emissions- eller absorptionsögonblicket, utan på hur många gånger den har ökat under hela perioden mellan emission och absorption av ljus [15] . $v=cz$ $v$

För källor som ligger på ett inte alltför stort avstånd är det möjligt att utöka skalfaktorn till en serie [15] : $på)$

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

där är en godtycklig tidpunkt och är Hubble-konstanten vid en tidpunkt. I detta fall, i en linjär approximation som är tillämplig på tillräckligt små avstånd, kan man uttrycka rödförskjutningen i termer av emissions- och absorptionsmoment eller i termer av rätt avstånd [15] : $t_0$ $H_{0}$ $t_{0}.$ $t_0$ $t_{1}$ $d$

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

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

Med den kosmologiska rödförskjutningen, som med alla andra, minskar fotonenergin. I det här fallet spenderas det på universums expansion [6] .

Kosmologisk rödförskjutning observeras unikt endast i avlägsna galaxer - på avstånd mindre än tiotals megaparsecs överskrider den inte Dopplerrödförskjutningen som orsakas av galaxernas speciella hastigheter [13] [15] . Det finns många kända objekt med en kosmologisk rödförskjutning större än en; galaxen med den högsta kända rödförskjutningen i april 2022 är HD1 , som har en rödförskjutning på 13,27 [1] [22] [23] . Relikstrålningen har cirka 1000 [24] . $z_{c}$

Användning

Studiet av rödförskjutningar används ofta inom astronomi , särskilt inom astrofysik , eftersom det gör det möjligt att få information om olika egenskaper hos himlakroppar genom att studera deras spektra. För att bestämma rödförskjutningarna mäts våglängderna för identiska spektrallinjer i källan som studeras och i laboratoriet, deras skillnad hittas vanligtvis och rödförskjutningen beräknas med formeln [25] . I vissa fall kan rödförskjutningen mätas fotometriskt med kortare tid, men med lägre noggrannhet [26] . ${\textstyle z={\frac {\Delta \lambda }{\lambda _{0))))$

Galaktisk astronomi

Objekt inom Vintergatan har inga kosmologiska rödförskjutningar, så den observerade rödförskjutningen är övervägande Doppler. Gravitationsrödförskjutningar observeras endast i föremål med mycket starka gravitationsfält , såsom vita dvärgar , neutronstjärnor eller svarta hål [1] [13] .

Samtidigt kan dopplerrödförskjutningen användas för att inte bara bedöma ljuskällans rörelse: till exempel när en stjärna roterar närmar sig en av dess sidor observatören, medan den andra rör sig bort, vilket leder till skillnader i radiell hastigheter och följaktligen i röda eller blå skiftningar. Även om det inte är möjligt att observera enskilda delar av stjärnan, vilket är möjligt för solen , kommer det totala spektrumet att vara summan av spektra av olika punkter på stjärnans skiva. Som ett resultat kommer linjerna i stjärnans spektrum att få en större bredd, från vilken det kommer att vara möjligt att beräkna stjärnans rotationshastighet [25] .

Andra rörelser i stjärnor kan också leda till en förändring i våglängder som orsakas av Dopplerrödförskjutningen. Till exempel, på grund av materias termiska rörelse, rör sig atomer som sänder ut fotoner med olika radiella hastigheter, vilket leder till en Doppler-ökning i linjebredden. Rot-medelkvadrathastigheten beror på materiens temperatur; därför kan i vissa fall linjebreddningen användas för att bedöma stjärnans temperatur [25] .

Extragalaktisk astronomi

Andra galaxer uppvisar en Dopplerrödförskjutning på grund av deras speciella hastigheter och rotation [27] och en kosmologisk rödförskjutning på grund av universums expansion. Gravitationsrödförskjutningar observeras inte i galaxer [13] .

I det här fallet är galaxernas speciella hastigheter slumpmässiga och ligger i storleksordningen flera hundra kilometer per sekund. För närliggande galaxer leder detta till att det röda eller blå Dopplerskiftet är starkare än det kosmologiska, vilket ökar med avståndet. Även för de galaxer vars kosmologiska rödförskjutning är mycket större än Doppler, är det möjligt att mäta avståndet till galaxen med rödförskjutning endast med viss noggrannhet. Observationen av den kosmologiska rödförskjutningen gör det möjligt att mäta kosmologiska parametrar, såsom Hubble-konstanten , men galaxernas speciella hastigheter minskar noggrannheten i sådana mätningar [14] [15] .

Ändå spelar rödförskjutningar en mycket viktig roll i extragalaktisk astronomi. I kosmologi används det både som ett mått på tid och som ett mått på avstånd: det betyder respektive tid och avstånd som ljuset var tvungen att färdas från observatören till källan för att få en sådan kosmologisk rödförskjutning [28] . Bekvämligheten med detta tillvägagångssätt ligger i det faktum att det bestäms direkt från observationer, medan motsvarande tid och avstånd beror på parametrarna för den använda kosmologiska modellen [29] [30] . $z$

Studiens historia

Den första upptäckta orsaken till rödförskjutning var Dopplereffekten , teoretiskt förutspådd av Christian Doppler 1842, men vid den tiden fanns det inga instrument som kunde testa den i praktiken [31] [32] . År 1868 använde William Huggins först Dopplereffekten i praktiken: när han observerade rödförskjutningen av linjer i Sirius spektrum , bevisade han att denna stjärna rör sig bort från solen [33] .

Gravitationsrödförskjutningen förutsägs av den allmänna relativitetsteorin publicerad av Albert Einstein 1916 [34] . År 1925 upptäckte Walter Sidney Adams experimentellt denna effekt i spektrumet av en vit dvärg Sirius B [1] , och i laboratoriet bevisades förekomsten av gravitationsrödförskjutning på 1960 -talet [35] .

Kosmologisk rödförskjutning upptäcktes först av Vesto Slifer 1912-1914 när han studerade galaxernas spektra [1] . Det teoretiska belägget för den kosmologiska rödförskjutningen gavs av Alexander Friedman 1922, efter att ha byggt en modell av universum , uppkallad i framtiden efter hans efternamn [36] [37] . År 1929, baserat på resultaten av att observera många galaxer och deras rödförskjutningar, tillkännagav Edwin Hubble upptäckten av rödförskjutningens beroende av avståndet till galaxen. Således upptäckte Hubble universums expansion , och beroendet han upptäckte kallades Hubbles lag [38] .

Anteckningar

↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Zasov A. V. Redshift // Great Russian Encyclopedia . - BRE Publishing House , 2010. - T. 15. - 767 sid. - ISBN 978-5-85270-346-0 .
↑ 1 2 Surdin V. G. Rödförskjutning . Astronet . Hämtad 11 december 2020. Arkiverad från originalet 16 januari 2015. (obestämd)
↑ Terebizh V. Yu. Redshift // Physical Encyclopedia / Chapter. ed. A. M. Prokhorov . - M .: Soviet Encyclopedia , 1990. - T. 2: Kvalitetsfaktor - magneto-optik . - S. 487-488 . — ISBN 5-85270-061-4 . (ryska)
↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , sid. 29.
↑ Extragalaktiska rödförskjutningar . ned.ipac.caltech.edu . Hämtad 11 december 2020. Arkiverad från originalet 22 december 2013. (obestämd)
↑ 1 2 Ethan Siegel. Sparas energi när fotoner rödförskjuts i vårt expanderande universum? (engelska) . Forbes . Hämtad 12 december 2020. Arkiverad från originalet 11 december 2020.
↑ Weinberg S. Kosmologi . — M .: URSS , 2013. — S. 54 . — 608 sid. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 165.
↑ Jacques Moret-Bailly. Den svåra diskrimineringen av Impulsstimulerad Raman-spridning av rödförskjutning mot Dopplerrödförskjutning // arXiv Astrophysics e-prints. — 2001-10-01. - arXiv : arXiv:astro-ph/0110525v4 .
↑ Peiji Geng, Weiguo Li, Xuyao Zhang, Yong Deng, Haibo Kou. Effekter av temperatur och rödförskjutning på halvledares brytningsindex // Journal of Applied Physics. — 2018-07-18. — Vol. 124, nr 3 . — ISSN 0021-8979 . - doi : 10.1063/1.5027771 .
↑ Gregory Barbillon. Nanoplasmonik i högtrycksmiljö // Fotonik. - 2020. - Vol. 7. - S. 53 och följande. - doi : 10.3390/photonics7030053 .
↑ 12 Kosmologisk rödförskjutning . astronomi.swin.edu.au . Hämtad 11 december 2020. Arkiverad från originalet 1 november 2020. (obestämd)
↑ 1 2 3 4 Tyngdkraftssond B - Speciella & allmänna relativitetsfrågor och svar . einstein.stanford.edu . Hämtad 11 december 2020. Arkiverad från originalet 2 mars 2021. (obestämd)
↑ 1 2 3 Rödförskjutning . www.femto.com.ua _ Hämtad 11 december 2020. Arkiverad från originalet 20 juni 2013. (obestämd)
↑ 1 2 3 4 5 6 Weinberg S. Kosmologi . — M .: URSS , 2013. — S. 30 —34. — 608 sid. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
↑ Karttunen et al., 2007 , sid. 413.
↑ Edward L. Wright. Fel i Tired Light Cosmology . www.astro.ucla.edu . Hämtad 11 december 2020. Arkiverad från originalet 16 november 2021. (obestämd)
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 188-189.
↑ Rafikov RR Dopplerförstärkning av S-stjärnorna i Galactic Center // The Astrophysical Journal. — 2020-12-01. - T. 905 . - S. L35 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /2041-8213/abcebc . Arkiverad från originalet den 29 juni 2022.
↑ Siegel E. Scientists upptäcker den snabbaste stjärnan runt ett supermassivt svart hål . Forbes . Hämtad 29 juni 2022. Arkiverad från originalet 29 juni 2022.
↑ 1 2 Karttunen et al., 2007 , s. 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 . Arkiverad från originalet den 6 juni 2022.
↑ Astronomer upptäcker den mest avlägsna galaxen som är känd i universum . Astronomi . Hämtad 6 maj 2022. Arkiverad från originalet 2 maj 2022.
↑ Martin White. Vad är CMB-anisotropier? . w.astro.berkeley.edu . Hämtad 12 december 2020. Arkiverad från originalet 26 januari 2021. (obestämd)
↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 189-192.
↑ Salvato M., Ilbert O., Hoyle B. De många smakerna av fotometriska rödförskjutningar // Nature Astronomy. — 2019-06-01. - T. 3 . — S. 212–222 . — ISSN 2397-3366 . - doi : 10.1038/s41550-018-0478-0 .
↑ Nick Battagila, Martha Haynes. Exempel: Galaxy Rotation Curve . Cornell University . (obestämd)
↑ Rödförskjutning . Las Cumbres observatorium . Hämtad 12 december 2020. Arkiverad från originalet 2 december 2020. (obestämd)
↑ Avstånd i universum . Kungliga Tekniska Högskolan . Hämtad 3 januari 2021. Arkiverad från originalet 2 december 2020. (obestämd)
↑ Julien Lesgourgues. En översikt av kosmologi . CERN . Hämtad 3 januari 2020. Arkiverad från originalet 21 mars 2022. (obestämd)
↑ Dopplereffekt . _ Encyclopedia Britannica . Hämtad 12 december 2020. Arkiverad från originalet 6 november 2020.
↑ Christian Doppler - Biografi . Matematisk historia . Hämtad 12 december 2020. Arkiverad från originalet 6 december 2020.
↑ Doppler, Christian (1803-1853) . www.reading.ac.uk . Hämtad 12 december 2020. Arkiverad från originalet 14 juni 2021. (obestämd)
↑ Allmän relativitetsteori . Encyclopedia Britannica . Hämtad 12 december 2020. Arkiverad från originalet 20 november 2020.
↑ Gravitationsrödförskjutning . astronomi.swin.edu.au . Hämtad 12 december 2020. Arkiverad från originalet 4 februari 2021. (obestämd)
↑ Friedmanns universum . Encyclopedia Britannica . Hämtad 12 december 2020. Arkiverad från originalet 30 november 2020.
↑ Karttunen et al., 2007 , s. 401-403.
↑ Rödförskjutning . _ Encyclopedia Britannica . Hämtad 11 december 2020. Arkiverad från originalet 5 december 2020.

Litteratur

E.V. Kononovich; Moroz V.I. Allmän kurs i astronomi / Ed. V. V. Ivanova . — 2:a, rättad. — M .: Redaktionell URSS , 2004. — 544 sid. — ISBN 5-354-00866-2 .
Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5:e upplagan. - Berlin: Springer , 2007. - 510 sid. — ISBN 978-3-540-34143-7 .

Ordböcker och uppslagsverk	Stor dansk Stor katalanska Stor norsk Britannica (online)
I bibliografiska kataloger	GND : 4178556-3 J9U : 987007565862105171 LCCN : sh85112092 NDL : 00575344 NKC : ph311253

Kosmologi
Grundläggande begrepp och objekt	Universum observerbart universum Rödförskjutning kosmologiska CMB-strålning Gravitationsvågor Universums expansion accelererad dold massa Mörk materia mörk energi
Universums historia	Big Bang stor rekyl Kronologi av Big Bang Inflation Primär nukleosyntes Rekombination Evolution av galaxer Universums ålder Universums framtid
Universums struktur	Universums struktur i stor skala Superkluster av galaxer Stor grupp av kvasarer Galaktisk tråd Tomhet Hubble bubbla Universums form
Teoretiska begrepp	Historien om utvecklingen av idéer om universum Hubble lag Gravitationsinstabilitet Kosmologisk princip Kosmologiska modeller Kosmologisk singularitet De Sitter modell het universum modell Friedmans universum Ledsagaravstånd Kritisk densitet Friedmans ekvation Kosmologisk tillståndsekvation Lambda-CDM-modell
Experiment	Observationskosmologi 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomi