Эта статья входит в число хороших статей

Красное смещение

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Не следует путать с межзвёздным покраснением.

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[править | править код]

Вид спектра источника в отсутствие красного смещения (слева) и того же источника при наличии красного смещения (справа)

При 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[править | править код]

Красное 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][3], но это ошибочно[14]. Эти причины смещения могут сочетаться, и в таком случае величина наблюдаемого красного смещения может быть выражена следующим образом[15]:

Предлагались и другие механизмы, предположительно вызывающие красное смещение, ныне отвергнутые. Среди таковых, например, старение света[16].

Доплеровское красное смещение[править | править код]

Схематичное объяснение эффекта Доплера

Доплеровское красное смещение, также известное как эффект Доплера, наблюдается при движении источника относительно наблюдателя. При относительных скоростях, сильно меньших скорости света релятивистские эффекты можно не учитывать, и в таком случае красное смещение определяется только лучевой скоростью движения источника относительно наблюдателя[4][17]:

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[3][17]:

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 значения доплеровского красного и синего смещения не превышают 10−3[1].

Гравитационное красное смещение[править | править код]

Гравитационное красное смещение

Гравитационное 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][18]:

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[править | править код]

Космологическое красное смещение возникает из-за расширения Вселенной: за время, в течение которого свет доходит до наблюдателя, масштабный фактор (англ.) увеличивается, и когда свет приходит к наблюдателю, его длина волны оказывается больше, чем испущенная источником[12]. Если  — масштабный фактор в момент наблюдения, а  — он же в момент испускания света, то космологическое красное смещение выражается так[18]:

.

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 фактора в момент испускания или поглощения, а от того, во сколько раз он увеличился за весь период между испусканием и поглощением света[14].

Для источников, расположенных на не слишком большом расстоянии, можно разложить масштабный фактор в ряд[14]:

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 [14]:

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][14]. Известно множество объектов с космологическим красным смещением больше единицы; на данный момент галактика с наибольшим известным красным смещением — GN-z11, у которой этот показатель составляет 11,1[1][19]. Реликтовое излучение имеет порядка 1000[20].

Использование[править | править код]

Исследование 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, находится их разность и вычисляется красное смещение по формуле [21].

Галактическая астрономия[править | править код]

У 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[21].

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[21].

Внегалактическая астрономия[править | править код]

У других галактик наблюдаются доплеровское красное смещение, вызванное их пекулярными скоростями и вращением[22], 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[3][14].

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[23]. 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[24][25].

История изучения[править | править код]

Первой 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[26][27]. 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[28].

Гравитационное красное смещение предсказывается общей теорией относительности, которую опубликовал Альберт Эйнштейн в 1916 году[29]. 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[30].

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[31][32]. 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[33].

Примечания[править | править код]

  1. 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.
  2. 1 2 Сурдин В. Г. Красное смещение. Астронет. Дата обращения: 11 декабря 2020.
  3. 1 2 3 4 Красное смещение. www.femto.com.ua. Дата обращения: 11 декабря 2020.
  4. 1 2 3 Karttunen et al., 2007, p. 29.
  5. Extragalactic Redshifts. ned.ipac.caltech.edu. Дата обращения: 11 декабря 2020.
  6. 1 2 Ethan Siegel. Is Energy Conserved When Photons Redshift In Our Expanding Universe? (англ.). Forbes. Дата обращения: 12 декабря 2020.
  7. Вайнберг С. Космология. — М.: УРСС, 2013. — С. 54. — 608 с. — ISBN 978-5-453-00040-1.
  8. Кононович, Мороз, 2004, с. 165.
  9. 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.
  10. 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.
  11. Grégory Barbillon. Nanoplasmonics in High Pressure Environment // Photonics. — 2020. — Vol. 7. — P. 53 и далее. — doi:10.3390/photonics7030053.
  12. 1 2 Cosmological Redshift. astronomy.swin.edu.au. Дата обращения: 11 декабря 2020.
  13. 1 2 3 4 Gravity Probe B - Special & General Relativity Questions and Answers. einstein.stanford.edu. Дата обращения: 11 декабря 2020.
  14. 1 2 3 4 5 6 Вайнберг С. Космология. — М.: УРСС, 2013. — С. 30—34. — 608 с. — ISBN 978-5-453-00040-1.
  15. Karttunen et al., 2007, p. 413.
  16. Edward L. Wright. Errors in Tired Light Cosmology. www.astro.ucla.edu. Дата обращения: 11 декабря 2020.
  17. 1 2 Кононович, Мороз, 2004, с. 188—189.
  18. 1 2 Karttunen et al., 2007, pp. 412—413.
  19. Calla Cofield. Farthest Galaxy Yet Smashes Cosmic Distance Record (англ.). Space.com (3 March 2016). Дата обращения: 12 декабря 2020.
  20. Martin White. What Are CMB Anisotropies?. w.astro.berkeley.edu. Дата обращения: 12 декабря 2020.
  21. 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004, с. 189—192.
  22. Nick Battagila, Martha Haynes. Example: Galaxy Rotation Curve. Cornell University.
  23. Redshift. Las Cumbres Observatory. Дата обращения: 12 декабря 2020.
  24. Distances in the Universe. KTH Royal Institute of Technology. Дата обращения: 3 января 2021.
  25. Julien Lesgourgues. An overview of cosmology. CERN. Дата обращения: 3 января 2020.
  26. Doppler effect (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 12 декабря 2020.
  27. Christian Doppler — Biography (англ.). Maths History. Дата обращения: 12 декабря 2020.
  28. Doppler, Christian (1803—1853). www.reading.ac.uk. Дата обращения: 12 декабря 2020.
  29. General relativity (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 12 декабря 2020.
  30. Gravitational Redshift. astronomy.swin.edu.au. Дата обращения: 12 декабря 2020.
  31. Friedmann universe (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 12 декабря 2020.
  32. Karttunen et al., 2007, pp. 401—403.
  33. Redshift (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 11 декабря 2020.

Литература[править | править код]