Червоний зсув

Червоний зсув — зсув спектральних ліній хімічних елементів у червоний (довгохвильовий) бік. Є проявом ефекту Доплера у видимому електромагнітному діапазоні.

Червоний зсув
Розмірність	${\displaystyle 1}$
Формула	${\displaystyle z={\frac {\Delta \lambda }{\lambda _{0}}}}$
Позначення у формулі	${\displaystyle z}$, ${\displaystyle \Delta \lambda }$ і ${\displaystyle \lambda _{0}}$
Символ величини (LaTeX)	${\displaystyle z}$
Підтримується Вікіпроєктом	Вікіпедія:Проєкт:Математика
Протилежне	синій зсув
Червоний зсув у Вікісховищі

Кожен хімічний елемент поглинає або випромінює електромагнітні хвилі на певних визначених частотах і, таким чином, утворює неповторну картину з ліній (спектр), що застосовується в спектральному аналізі. Якщо об'єкт рухається відносно спостерігача, то внаслідок ефекту Доплера, частота хвилі змінюється (збільшується, коли об'єкт наближається, чи зменшується, коли об'єкт віддаляється від спостерігача), а спектральні лінії відповідно зсуваються в синю (короткохвильову) або червону (довгохвильову) частину спектра, зберігаючи, однак, своє відносне розташування. Зсув ліній у червоний бік (зумовлений віддаленням об'єкта) називається «червоним зсувом».

Найчастіше термін «червоний зсув» використовують для позначення двох явищ:

• Гравітаційний червоний зсув
• Космологічний червоний зсув

Історія

Історія цієї теми почалася з розвитку в XIX столітті класичної хвильової механіки і дослідження явищ, пов'язаних з ефектом Доплера. Ефект названий на честь Крістіана Доплера, який запропонував перше відоме фізичне пояснення цього явища в 1842 році. Гіпотеза була перевірена і підтверджена для звукових хвиль голландським вченим Христофором Бейсом Баллотом у 1845 році^[1][2].

Вперше червоний зсув описав французький фізик Іпполіт Фізо в 1848 році, який вказав на зсув спектральних ліній, що спостерігається в зорях, як на наслідок ефекту Доплера. Цей ефект іноді називають «ефектом Доплера — Фізо». У 1868 році британський астроном Вільям Гаґґінс першим визначив швидкість віддалення зорі від Землі за допомогою цього методу^[3]. У 1871 році оптичний червоний зсув був підтверджений, коли явище спостерігалося в лініях Фраунгофера з використанням обертання Сонця, близько 0,1 Å в червоному кольорі^[4]. У 1887 році Фогель і Шейнер відкрили річний ефект Доплера — щорічну зміну доплерівського зсуву зір, розташованих поблизу екліптики, через орбітальну швидкість Землі. У 1901 році Аристарх Білопольський перевірив оптичний червоний зсув в лабораторії за допомогою системи обертових дзеркал^[5][6].

Починаючи зі спостережень 1912 року, Весто Слайфер виявив, що більшість спіральних галактик, які тоді вважалися спіральними туманностями, мають значні червоні зміщення. Слайфер вперше повідомив про свої вимірювання в першому томі «Бюлетеня обсерваторії Лоуелла»^[7]. Через три роки він написав огляд у журналі «Популярна астрономія»^[8]. У ньому він стверджує, що

...раннє відкриття того, що велика спіраль Андромеди має цілком виняткову швидкість −300 км/с, показало, що доступні тоді засоби здатні досліджувати не тільки спектри спіралей, а й їхні швидкості^[9].

Слайфер повідомив про швидкості 15 спіральних туманностей, розташованих по всій небесній сфері, і всі вони, окрім трьох, мали спостережувані «позитивні» (тобто рецесійні) швидкості. Згодом Едвін Габбл виявив приблизний зв'язок між червоними зсувами таких «туманностей» і відстанями до них, сформулювавши свій однойменний закон Габбла^[10]. Мілтон Юмасон^[en] працював над цими спостереженнями разом із Габблом^[11]. Ці спостереження підтвердили роботу Олександра Фрідмана 1922 року, в якій він вивів рівняння Фрідмана-Леметра^[12]. Сьогодні вони вважаються вагомим доказом розширення Всесвіту і теорії Великого вибуху^[13].

Вимірювання та інтерпретація

Спектр світла, що виходить від джерела, можна виміряти. Щоб визначити червоне зміщення, шукають у спектрі такі особливості, як лінії поглинання, лінії випромінювання або інші зміни інтенсивності світла. Якщо ці особливості знайдено, їх можна порівняти з відомими особливостями спектру різних хімічних сполук, виявленими в експериментах, де ця сполука знаходиться на Землі. Дуже поширеним атомним елементом у космосі є водень^[14]. Спектр спочатку безбарвного світла, пропущеного крізь водень, покаже характерний для водню спектр, який має особливості через певні проміжки часу. Якщо у спектрі, отриманому від віддаленого джерела, спостерігається такий самий патерн інтервалів, але зі зміщеними довжинами хвиль, його також можна ідентифікувати як водень. Якщо в обох спектрах спостерігається однакова спектральна лінія, але на різних довжинах хвиль, то червоне зміщення можна обчислити, використовуючи таблицю (Розрахунок червоного зсуву, ${\displaystyle z}$).

Для визначення червоного зміщення об'єкта в такий спосіб потрібен діапазон частот або довжин хвиль. Щоб обчислити червоне зміщення, потрібно знати довжину хвилі випромінюваного світла в системі спокою джерела: іншими словами, довжину хвилі, яку виміряв би спостерігач, що перебуває поруч із джерелом і рухається разом з ним^[15]. Оскільки в астрономічних застосуваннях це вимірювання не може бути зроблене безпосередньо, оскільки це вимагало б подорожі до далекої зорі, яка нас цікавить, замість цього використовується метод з використанням спектральних ліній. Червоне зміщення не можна обчислити, дивлячись на неідентифіковані об'єкти, частота яких невідома або на спектр, який не має особливостей; чи на білий шум, випадкові коливання (флуктуації) у спектрі^[16].

Числова характеристика

Червоне зміщення можна охарактеризувати відносною різницею між спостережуваною і випромінюваною довжиною хвилі (або частотою) об'єкта. В астрономії прийнято позначати цю зміну безрозмірною величиною z^[17].

Розрахунок червоного зсуву, ${\displaystyle z}$

На основі довжини хвилі	На основі частоти
${\displaystyle z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emit} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}$	${\displaystyle z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}$
${\displaystyle 1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}$	${\displaystyle 1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}$

де ${\displaystyle \lambda _{obsv}}$ — довжина хвилі, що спостерігається астрономічними інструментами, ${\displaystyle \lambda _{emit}}$ — довжина хвилі, що спостерігається в лабораторії (яка повинна бути довжиною хвилі, що насправді випромінюється джерелом), а f — частоту (зверніть увагу, λf = c, де c — швидкість світла).

В астрономічній системі відстаней вживається одиниця червоного зсуву, що є відстанню, на якій космологічний червоний зсув дорівнює одиниці. Ця відстань становить 1,302773× 10²³ кілометрів^{[джерело?]} (або 1,302773× 10²⁶ метрів), що є найбільшою позасистемною одиницею відстані після парсека. Після вимірювання z різниця між червоним і синім зміщенням полягає лише в тому, чи є z додатним або від'ємним. Червоні зміщення ефекту Доплера (z > 0) пов'язані з об'єктами, що віддаляються від спостерігача, при цьому світло зміщується до нижчих енергій^[15]. Аналогічно, гравітаційний червоний зсув пов'язаний зі світлом, випромінюваним джерелом, що перебуває в сильнішому гравітаційному полі, яке спостерігається в слабшому гравітаційному полі. У загальній теорії відносності можна вивести кілька важливих формул для особливих випадків для червоного зсуву в певних геометріях простору-часу, як підсумовано в наступній таблиці. У всіх випадках величина зсуву (значення z) не залежить від довжини хвилі^[18].

Основні формули червоного зсуву

Тип червоного зсуву	Геометрія	Формула[19]
Релятивістський ефект Доплера	Простір Мінковського (плоский простір-час)	Для руху в радіальному напрямку: ${\displaystyle 1+z=\gamma \left(1+{\frac {v_{\parallel }}{c}}\right)={\sqrt {\frac {1+{\frac {v_{\parallel }}{c}}}{1-{\frac {v_{\parallel }}{c}}}}}}$ ${\displaystyle z\approx {\frac {v_{\parallel }}{c}}}$ для малих ${\displaystyle v_{\parallel }}$ Для руху в поперечному напрямку: ${\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {v_{\perp }^{2}}{c^{2}}}}}}}$ ${\displaystyle z\approx {\frac {1}{2}}\left({\frac {v_{\perp }}{c}}\right)^{2}}$ для малого ${\displaystyle v_{\perp }}$
Космологічний червоний зсув	Простір-час Фрідмана — Леметра — Робертсона — Вокера (FLRW) (розширення Всесвіту після Великого Вибуху)	${\displaystyle 1+z={\frac {a_{\mathrm {now} }}{a_{\mathrm {then} }}}}$ Закон Габбла : ${\displaystyle z\approx {\frac {H_{0}D}{c}}}$ для ${\displaystyle D\ll {\frac {c}{H_{0}}}}$
Гравітаційний червоний зсув	будь-який стаціонарний простір-час	${\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {g_{tt}({\text{receiver}})}{g_{tt}({\text{source}})}}}}$ Для геометрії Шварцшильда: ${\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1-{\frac {r_{S}}{r_{\text{receiver}}}}}{1-{\frac {r_{S}}{r_{\text{source}}}}}}}={\sqrt {\frac {1-{\frac {2GM}{c^{2}r_{\text{receiver}}}}}{1-{\frac {2GM}{c^{2}r_{\text{source}}}}}}}}$ ${\displaystyle z\approx {\frac {1}{2}}\left({\frac {r_{S}}{r_{\text{source}}}}-{\frac {r_{S}}{r_{\text{receiver}}}}\right)}$ для ${\displaystyle r\gg r_{S}}$ У формулюванні другої космічної швидкості: ${\displaystyle z\approx {\frac {1}{2}}\left({\frac {v_{\text{e}}}{c}}\right)_{\text{source}}^{2}-{\frac {1}{2}}\left({\frac {v_{\text{e}}}{c}}\right)_{\text{receiver}}^{2}}$ для ${\displaystyle v_{\text{e}}\ll c}$

Ефект Доплера

Червоне зміщення і синє зміщення

Ефект Доплера: жовта куля (λ~575 нм) виглядає зеленуватою (блакитне зміщення до λ = ~565 нм), коли наближається до спостерігача, та помаранчевою (червоне зміщення до λ = ~585 нм), коли віддаляється. Щоб спостерігати таку зміну кольору, об'єкт мав би рухатися зі швидкістю приблизно 5200 км/с, або приблизно в 32 рази швидше, ніж рекорд швидкості для найшвидшого космічного зонда.

Якщо джерело світла віддаляється від спостерігача, то виникає червоне зміщення (z > 0); якщо джерело рухається до спостерігача, то відбувається синє зміщення (z < 0). Це справедливо для всіх електромагнітних хвиль і пояснюється ефектом Доплера. Якщо джерело віддаляється від спостерігача зі швидкістю v, яка набагато менша за швидкість світла (v ≪ c), червоне зміщення визначається як:

${\displaystyle z\approx {\frac {v}{c}}}$ (оскільки ${\displaystyle \gamma \approx 1}$), де c — швидкість світла.

Для більш повного розгляду доплерівського червоного зміщення необхідно враховувати релятивістські ефекти, пов'язані з рухом джерел, близьких до швидкості світла. Об'єкти, що рухаються зі швидкістю, близькою до швидкості світла, відчуватимуть відхилення від наведеної вище формули через уповільнення часу спеціальної теорії відносності, яке можна виправити, ввівши фактор Лоренца γ у класичну формулу Доплера наступним чином (для руху в радіальному напрямку):

${\displaystyle 1+z=\left(1+{\frac {v}{c}}\right)\gamma .}$

https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/79c2489cb67179db42f3f7dbc3f60d08ac91a0c9

Це явище вперше спостерігали в експерименті 1938 року, проведеному Гербертом Е. Айвзом і Г. Р. Стілвеллом, який отримав назву експерименту Айвза–Стілвелла^[20].

Оскільки фактор Лоренца залежить лише від модуля швидкості, релятивістське червоне зміщення не залежить від напрямку руху джерела. На відміну від цього, класична частина формули залежить від проекції руху джерела на радіальний напрямок, що дає різні результати для різних орієнтацій. Якщо θ — кут між напрямком відносного руху та напрямком випромінювання в системі спостерігача^[21], повна форма релятивістського ефекту Доплера виглядає так:

${\displaystyle 1+z={\frac {1+v\cos(\theta )/c}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}}}}}$,

і для руху в радільному напрямку (θ = 0°), це рівняння зводиться до:

${\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1+v/c}{1-v/c}}}}$.

Для особливого випадку, коли світло рухається під прямим кутом (θ = 90°) до напрямку відносного руху в системі спостерігача^[22], релятивістське червоне зміщення відоме як поперечне червоне зміщення, а червоне зміщення

${\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}}}}}$

вимірюється, навіть якщо об'єкт не віддаляється від спостерігача. Навіть коли джерело рухається до спостерігача, якщо в цьому русі є поперечна складова, то є певна швидкість, при якій розширення просто скасовує очікуване синє зміщення, а при вищій швидкості джерело, що наближається, буде червоне зміщення^[23].

Розширення простору

На початку двадцятого століття Сліфер, Вірц та інші зробили перші вимірювання червоного та фіолетового зміщень галактик за межами Чумацького Шляху. Спочатку вони інтерпретували ці червоні та фіолетові зміщення як випадкові рухи, але пізніше Леметр (1927) і Хаббл (1929), використовуючи попередні дані, виявили приблизно лінійну кореляцію між збільшенням червоних зміщень галактик і відстанями до них. Леметр зрозумів, що ці спостереження можна пояснити механізмом створення червоних зміщень, які можна побачити в рішеннях Фрідмана рівнянь загальної теорії відносності Ейнштейна . Кореляція між червоним зміщенням і відстанями виникає в усіх моделях розширення^[24].

Це космологічне червоне зміщення зазвичай пояснюють розтягуванням довжин хвиль фотонів, що поширюються в просторі, який розширюється. Однак таке тлумачення може ввести в оману; Розширення простору є лише вибором координат і тому не може мати фізичних наслідків. Космологічне червоне зміщення більш природно інтерпретувати як доплерівський зсув, що виникає через віддалення далеких об'єктів^[25].

Спостережні наслідки цього ефекту можна отримати за допомогою рівнянь із загальної теорії відносності, які описують однорідний та ізотропний Всесвіт. Таким чином, космологічне червоне зміщення можна записати як функцію a, залежного від часу космологічного масштабного фактора :

${\displaystyle 1+z={\frac {a_{\mathrm {now} }}{a_{\mathrm {then} }}}}$

У Всесвіті, що розширюється, масштабний коефіцієнт монотонно зростає з плином часу, отже, z додатне, і віддалені галактики виглядають зміщуються в червоний спектр.

Використовуючи модель розширення Всесвіту, червоне зміщення можна пов'язати з віком спостережуваного об'єкта, так зване співвідношення космічний час — червоне зміщення. Позначимо коефіцієнт густини як Ω₀:

${\displaystyle \Omega _{0}={\frac {\rho }{\rho _{\text{crit}}}}\,}$,

де ρ_crit — критична густина, що розмежовує Всесвіт, який із часом розпадається, від Всесвіту, який просто розширюється. Ця густина становить близько трьох атомів водню на кубічний метр простору^[26]. При великих червоних зміщеннях 1 + z > Ω₀⁻¹, отримуємо рівняння:

${\displaystyle t(z)\approx {\frac {2}{3H_{0}{\Omega _{0}}^{1/2}(1+z)^{3/2}}}\,}$,

де H₀ — сучасна стала Хаббла, а z — червоне зміщення^[27][28][29].

Гравітаційне червоне зміщення

Згідно загальної теорії відносності існує затримка часу в межах гравітаційного поля. Це відоме як гравітаційне червоне зміщення або зсув Ейнштейна^[30]. Теоретичний висновок цього ефекту випливає з розв'язку Шварцшильда рівнянь Ейнштейна, який дає наступну формулу для червоного зсуву, пов'язаного з фотоном, що рухається в гравітаційному полі незарядженої, сферично симетричної маси, що не обертається:

${\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {2GM}{rc^{2}}}}}}}$,

де:

• G — гравітаційна стала,
• M — маса об'єкту, що створює гравітаційне поле,
• r — радіальна координата джерела (що аналогічно до класичної відстані до центру об'єкту, а насправді — координати Шварцшильда), і
• c — швидкість світла.

Цей результат гравітаційного червоного зміщення можна отримати з припущень спеціальної теорії відносності та принципу еквівалентності^[31].

Ефект дуже незначний, але його можна виміряти на Землі за допомогою ефекту Мессбауера, і вперше його спостерігали в експерименті Паунда-Ребки^[32]. Проте воно є значним поблизу чорної діри, і коли об'єкт наближається до горизонту подій, червоне зміщення стає нескінченним. Це також головна причина великих кутових коливань температури в космічному мікрохвильовому фоновому випромінюванні (див. ефект Сакса–Вольфа)^[33].

Спостереження в астрономії

Час огляду позагалактичних спостережень за їхнім червоним зміщенням до z=20. Існують сайти для обчислення багатьох таких фізичних мір за червоним зміщенням^{[34][35][36][37]}.

Червоне зміщення, яке спостерігається в астрономії, можна виміряти, оскільки спектри випромінювання і поглинання атомів добре відомі і відкалібровані за допомогою спектроскопічних експериментів в лабораторіях на Землі. Коли вимірюють червоне зміщення різних ліній поглинання і випромінювання від одного астрономічного об'єкта, виявляється, що величина z є на диво постійною. Хоча віддалені об'єкти можуть бути дещо розмитими, а лінії розширеними, це не більше, ніж можна пояснити тепловим або механічним рухом джерела. З цих та інших причин астрономи сходяться на думці, що червоні зміщення, які вони спостерігають, зумовлені певною комбінацією трьох встановлених форм доплерівських червоних зміщень. Альтернативні гіпотези і пояснення червоного зміщення, такі як «втомлене світло», зазвичай не вважаються правдоподібними^[38].

Спектроскопія, як метод вимірювання, значно складніший, ніж проста фотометрія, яка вимірює яскравість астрономічних об'єктів через певні фільтри. Коли фотометричні дані — це все, що є доступним (наприклад, знімки Hubble Deep Field і Hubble Ultra Deep Field телескопа Габбл), астрономи покладаються на методику вимірювання фотометричних червоних зміщень. Завдяки широкому діапазону довжин хвиль у фотометричних фільтрах і необхідним припущенням про природу спектра джерела світла, похибки таких вимірювань можуть сягати δz = 0,5 і є набагато менш надійними, ніж спектроскопічні визначення. Проте фотометрія дозволяє принаймні якісно охарактеризувати червоне зміщення. Наприклад, якби спектр Сонця мав червоне зміщення z = 1, то він був би найяскравішим в інфрачервоній області (1000 нм), а не в синьо-зеленому (500 нм) кольорі, пов'язаному з піком його спектра чорного тіла, і інтенсивність світла зменшилася б у фільтрі в чотири рази, (1 + z)2. І швидкість підрахунку фотонів, і енергія фотонів зміщуються в червоний бік^[39].

Місцеві спостереження

У близьких об'єктів (у нашій галактиці Чумацький Шлях) спостережувані червоні зміщення майже завжди пов'язані зі швидкостями на лінії видимості, що асоціюються зі спостережуваними об'єктами. Спостереження таких червоних і блакитних зміщень дозволили астрономам виміряти швидкості і визначити маси зір, що обертаються по орбіті, у спектроскопічних подвійних — метод, вперше застосований у 1868 році британським астрономом Вільямом Гаґґінсом^[40]. Аналогічно, малі червоні і блакитні зміщення, виявлені при спектроскопічних вимірюваннях окремих зір, є одним із способів, за допомогою якого астрономи змогли діагностувати і виміряти наявність і характеристики планетних систем навколо інших зір, і навіть зробили дуже детальні диференціальні вимірювання червоних зміщень під час планетних транзитів для визначення точних параметрів орбіт^[41]. Детальні вимірювання червоних зміщень використовуються в геліосейсмології для визначення точних рухів фотосфери Сонця^[42]. Червоні зміщення також були використані для перших вимірювань швидкостей обертання планет, швидкостей міжзоряних хмар, обертання галактик і динаміки акреції на нейтронні зорі та чорні діри, які демонструють як доплерівське, так і гравітаційне червоне зміщення^{[43][44][45][46]}. Крім того, температури різних об'єктів, що випромінюють і поглинають, можна отримати, вимірюючи доплерівське розширення — червоні і сині зсуви на одній лінії випромінювання або поглинання^[47]. Вимірюючи розширення і зміщення 21-сантиметрової лінії водню в різних напрямках, астрономи змогли виміряти швидкості рецесії міжзоряного газу, що, в свою чергу, розкриває криву обертання нашого Чумацького Шляху. Подібні вимірювання були проведені і в інших галактиках, таких як Андромеда. Як діагностичний інструмент, вимірювання червоного зміщення є одним з найважливіших спектроскопічних вимірювань в астрономії^[48].

Позагалактичні спостереження

Вік Всесвіту в залежності від червоного зміщення від z=5 до 2..^[49]

Найвіддаленіші об'єкти демонструють більші червоні зміщення, що відповідає закону Габбла — Леметра. Найбільше спостережуване червоне зміщення, що відповідає найбільшій відстані і найдальшому віддаленню в часі, має космічне мікрохвильове фонове випромінювання; числове значення його червоного зміщення становить близько z = 1089 (z = 0 відповідає теперішньому часу), і воно показує стан Всесвіту близько 13,8 мільярдів років тому, тобто через 379 000 років після початкових моментів Великого Вибуху^[50][51].

Для галактик, віддалених від Місцевої групи та сусіднього Скупчення Діви, але в межах тисячі мегапарсек або близько цього, червоне зміщення приблизно пропорційне відстані до галактики. Цю кореляцію вперше помітив Едвін Габбл, і вона стала відомою як закон Габбла. Весто Слайфер першим відкрив галактичні червоні зміщення приблизно в 1912 році, тоді як Габбл співвідніс вимірювання Слайфера з відстанями, які він виміряв іншими способами, щоб сформулювати свій закон. У загальноприйнятій космологічній моделі, заснованій на загальній теорії відносності, червоне зміщення є переважно результатом розширення простору: це означає, що чим далі від нас знаходиться галактика, тим більше розширився простір-час, що минув відтоді, як світло покинуло цю галактику, отже, чим більше розтягнулося світло, тим більше воно червоніє, а отже, тим швидше воно віддаляється від нас. Закон Габбла частково випливає з принципу Коперника^[52].

Хоча довгий час вважалося, що швидкість розширення постійно зменшувалася з моменту Великого вибуху, спостереження, починаючи з 1988 року, залежність червоного зміщення від відстані на прикладі наднових типу Ia дозволили припустити, що порівняно недавно швидкість розширення Всесвіту почала прискорюватися^[53].

Найбільші червоні зміщення

Відстань і час ретроспективного огляду для параметрів космології Планка 2018, від червоних зсувів від 0 до 15, з відстанню (синя суцільна лінія) на лівій осі і часом (помаранчева пунктирна лінія) на правій осі. Зверніть увагу, що час, який пройшов (у гіга роках) від певного червоного зміщення до сьогодні, не збігається з відстанню (у гіга світлових роках), яку світло пройшло б від цього червоного зсуву, через розширення простору за проміжний період.

Наразі об'єктами з найбільшими відомими червоними зсувами є галактики та об'єкти, що генерують гамма-спалахи. Найбільші червоні зсуви визначаються на основі спектроскопічних даних, і найбільшим підтвердженим спектроскопічним червоним зсувам галактики є JADES-GS-z13-0^[en] з червонимзсувом z = 13,2, що відповідає 300 мільйонам років після Великого Вибуху. Попередній рекорд належав галактиці GN-z11 з червоним зсувом z = 11,1, що відповідає 400 мільйонам років після Великого вибуху, і галактиці UDFy-38135539 з червоним зсувом z = 8,6, що відповідає 600 мільйонам років після Великого вибуху. Трохи менш точними є червоні зсуви Лайман-брейк, найвищим з яких є лінзова галактика A1689-zD1 з червоним зміщенням z = 7,5, а наступним за величиною — z = 7,0. Найвіддаленішим гамма-спалахом зі спектроскопічним вимірюванням червоного зміщення був GRB 090423^[en], який мав червоний зсув z = 8,2. Найвіддаленіший відомий квазар ULAS J1342+0928^[en], має червоний зсув z = 7,54. Найвідоміша радіогалактика з червоним зсувом z = 5,72 — TGSS1530, а найвідомішим молекулярним матеріалом є виявлення випромінювання молекули CO від квазара SDSS J1148+5251 з червоним зсувом z = 6,42^[54].

Надзвичайно червоні об'єкти (ERO) — це астрономічні джерела випромінювання, які випромінюють енергію в червоній та ближній інфрачервоній частині електромагнітного спектра. Це можуть бути зоряні галактики, які мають великий червоний зсув, що супроводжується почервонінням від проміжного пилу, або це можуть бути еліптичні галактики з великим червоним зсувом і давнішим (а отже, червонішим) зоряним населенням. Об'єкти, які ще червоніші за ERO, називаються гіпер-надзвичайно червоними об'єктами (HERO)^[55][56].

Космічне мікрохвильове світло має червоний зсув z = 1089, що відповідає віку приблизно 379 000 років після Великого Вибуху і власне відстані понад 46 мільярдів світлових років^[57]. Перше світло від найстаріших зір Популяції III, яке ми ще не спостерігали, незабаром після того, як атоми вперше утворилися і космічне мікрохвильове світло майже повністю перестало поглинатися, може мати червоний зсув у діапазоні 20 < z < 100^[58]. Інші події з високим червоним зсувом, передбачені фізикою, але наразі не спостережувані, — це космічне нейтринне реліктове випромінювання, яке виникло приблизно через дві секунди після Великого вибуху (і має червоний зсув понад ${\displaystyle z>10^{10}}$)^[59], і фон космічних гравітаційних хвиль, що випромінюються безпосередньо інфляцією з червоним зсувом понад ${\displaystyle z>10^{25}}$^[60].

Відображення даних 2dFGRS

Дослідження червоного зсуву

З появою автоматизованих телескопів і вдосконаленням спектроскопів було здійснено низку спільних досліджень, спрямованих на картографування Всесвіту в просторі червоного зсуву. Поєднуючи червоний зсув з даними про кутове положення, дослідження червоного зсуву дозволяє скласти тривимірну карту розподілу матерії в межах певної ділянки неба. Ці спостереження використовуються для вимірювання властивостей великомасштабної структури Всесвіту. Велика стіна, величезне скупчення галактик шириною понад 500 мільйонів світлових років, є яскравим прикладом великомасштабної структури, яку можна виявити за допомогою спостережень червоного зсуву^[61].

Першим дослідженням червоних зсувів було CfA Redshift Survey^[en], розпочате в 1977 році, а збір початкових даних завершився в 1982 році^[62]. Пізніше, 2dF Galaxy Redshift Survey^[en] визначив великомасштабну структуру однієї секції Всесвіту, вимірявши червоні зміщення для понад 220 000 галактик; збір даних було завершено в 2002 році, а остаточний набір даних було опубліковано 30 червня 2003 року^[63]. Цифровий огляд неба Слоанівським цифровим оглядом (SDSS) триває з 2013 року і має на меті виміряти червоні зсуви близько 3 мільйонів об'єктів^[64]. SDSS зафіксував червоні зсуви галактик до 0,8 і брав участь у виявленні квазарів за межами z = 6. Дослідження червоних зсувів DEEP2^[en] використовує телескопи Кека з новим спектрографом «DEIMOS»; продовження пілотної програми DEEP1, DEEP2 призначене для вимірювання слабких галактик з червоними зсувами 0,7 і вище, і тому планується, що воно стане доповненням до SDSS і 2dF для вимірювання високих червоних зсувів^[65].

Джерела

1. Doppler, Christian (1846). Beiträge zur fixsternenkunde. Т. 69. Prague: G. Haase Söhne. Bibcode:1846befi.book.....D.
2. Maulik, Dev (2005). Doppler Sonography: A Brief History. У Maulik, Dev; Zalud, Ivica (ред.). Doppler Ultrasound in Obstetrics And Gynecology. Springer. ISBN 978-3-540-23088-5.
3. Huggins, William (1868). Further Observations on the Spectra of Some of the Stars and Nebulae, with an Attempt to Determine Therefrom Whether These Bodies are Moving towards or from the Earth, Also Observations on the Spectra of the Sun and of Comet II. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 158: 529—564. Bibcode:1868RSPT..158..529H. doi:10.1098/rstl.1868.0022.
4. Reber, G. (1995). Intergalactic Plasma. Astrophysics and Space Science. 227 (1–2): 93—96. Bibcode:1995Ap&SS.227...93R. doi:10.1007/BF00678069. S2CID 30000639.
5. Pannekoek, A. (1961). A History of Astronomy. Dover. с. 451. ISBN 978-0-486-65994-7.
6. Bélopolsky, A. (1901). On an Apparatus for the Laboratory Demonstration of the Doppler-Fizeau Principle. Astrophysical Journal. 13: 15. Bibcode:1901ApJ....13...15B. doi:10.1086/140786.
7. Slipher, Vesto (1912). The radial velocity of the Andromeda Nebula. Lowell Observatory Bulletin. 1 (8): 2.56—2.57. Bibcode:1913LowOB...2...56S. The magnitude of this velocity, which is the greatest hitherto observed, raises the question whether the velocity-like displacement might not be due to some other cause, but I believe we have at present no other interpretation for it
8. Slipher, Vesto (1915). Spectrographic Observations of Nebulae. Popular Astronomy. 23: 21—24. Bibcode:1915PA.....23...21S.
9. Slipher, Vesto (1915). Spectrographic Observations of Nebulae. Popular Astronomy. 23: 22. Bibcode:1915PA.....23...21S.
10. Hubble, Edwin (1929). A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae. Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 15 (3): 168—173. Bibcode:1929PNAS...15..168H. doi:10.1073/pnas.15.3.168. PMC 522427. PMID 16577160.
11. Universe is Expanding. 8 грудня 2017. Процитовано 6 вересня 2023.
12. Friedman, A. A. (1922). Über die Krümmung des Raumes. Zeitschrift für Physik. 10 (1): 377—386. Bibcode:1922ZPhy...10..377F. doi:10.1007/BF01332580. S2CID 125190902. English translation in Friedman, A. (1999). On the Curvature of Space. General Relativity and Gravitation. 31 (12): 1991—2000. Bibcode:1999GReGr..31.1991F. doi:10.1023/A:1026751225741. S2CID 122950995.)
13. This was recognized early on by physicists and astronomers working in cosmology in the 1930s. The earliest layman publication describing the details of this correspondence is Eddington, Arthur (1933). The Expanding Universe: Astronomy's 'Great Debate', 1900–1931. Cambridge University Press. (Reprint: ISBN 978-0-521-34976-5)
14. Hydrogen and Helium | StarDate Online. stardate.org. Архів оригіналу за 19 серпня 2023. Процитовано 22 листопада 2023.
15. Redshift. lco.global (англ.). Процитовано 22 листопада 2023.
16. See, for example, this 25 May 2004 press release from NASA's Swift space telescope that is researching gamma-ray bursts: «Measurements of the gamma-ray spectra obtained during the main outburst of the GRB have found little value as redshift indicators, due to the lack of well-defined features. However, optical observations of GRB afterglows have produced spectra with identifiable lines, leading to precise redshift measurements.»
17. Астрономічна одиниця // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 36. — ISBN 966-613-263-X.
18. See Binney and Merrifeld (1998), Carroll and Ostlie (1996), Kutner (2003) for applications in astronomy.
19. Where z = redshift; v_|| = velocity parallel to line-of-sight (positive if moving away from receiver); c = speed of light; γ = Lorentz factor; a = scale factor; G = gravitational constant; M = object mass; r = radial Schwarzschild coordinate, g_tt = t, t component of the metric tensor
20. Ives, H.; Stilwell, G. (1938). An Experimental study of the rate of a moving atomic clock. Journal of the Optical Society of America. 28 (7): 215—226. Bibcode:1938JOSA...28..215I. doi:10.1364/josa.28.000215.
21. Freund, Jurgen (2008). Special Relativity for Beginners. World Scientific. с. 120. ISBN 978-981-277-160-5.
22. Ditchburn, R. (1961). Light. Dover. с. 329. ISBN 978-0-12-218101-6.
23. See "Photons, Relativity, Doppler shift [Шаблон:Webarchive:помилка: Перевірте аргументи |url= value. Порожньо.] " at the University of Queensland
24. This was recognized early on by physicists and astronomers working in cosmology in the 1930s. The earliest layman publication describing the details of this correspondence is Eddington, Arthur (1933). The Expanding Universe: Astronomy's 'Great Debate', 1900–1931. Cambridge University Press. (Reprint: ISBN 978-0-521-34976-5)
25. Bunn, E. F.; Hogg, D. W. (2009). The kinematic origin of the cosmological redshift. American Journal of Physics. 77 (8): 688—694. arXiv:0808.1081. Bibcode:2009AmJPh..77..688B. doi:10.1119/1.3129103.
26. Weinberg, Steven (1993). The First Three Minutes: A Modern View of the Origin of the Universe (вид. 2nd). Basic Books. с. 34. ISBN 9780-465-02437-7.
27. Bergström, Lars; Goobar, Ariel (2006). Cosmology and Particle Astrophysics (вид. 2nd). Springer. с. 77, Eq.4.79. ISBN 978-3-540-32924-4.
28. Longair, M. S. (1998). Galaxy Formation. Springer. с. 161. ISBN 978-3-540-63785-1.
29. Yu N Parijskij (2001). The High Redshift Radio Universe. У Sanchez, Norma (ред.). Current Topics in Astrofundamental Physics. Springer. с. 223. ISBN 978-0-7923-6856-4.
30. Chant, C. A. (1930). Notes and Queries (Telescopes and Observatory Equipment – The Einstein Shift of Solar Lines). Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 24: 390. Bibcode:1930JRASC..24..390C.
31. Einstein, A. (1907). Über das Relativitätsprinzip und die aus demselben gezogenen Folgerungen. Jahrbuch der Radioaktivität und Elektronik. 4: 411—462. Bibcode:1908JRE.....4..411E. See p. 458 The influence of a gravitational field on clocks
32. Pound, R.; Rebka, G. (1960). Apparent Weight of Photons. Physical Review Letters. 4 (7): 337—341. Bibcode:1960PhRvL...4..337P. doi:10.1103/PhysRevLett.4.337.. This paper was the first measurement.
33. Sachs, R. K.; Wolfe, A. M. (1967). Perturbations of a cosmological model and angular variations of the cosmic microwave background. Astrophysical Journal. 147 (73): 73. Bibcode:1967ApJ...147...73S. doi:10.1086/148982.
34. Staff (2015). UCLA Cosmological Calculator. UCLA. Процитовано 6 серпня 2022. Light travel distance was calculated from redshift value using the UCLA Cosmological Calculator, with parameters values as of 2015: H₀=67.74 and Omega_M=0.3089 (see Table/Planck2015 at «Lambda-CDM model#Parameters»)
35. Staff (2018). UCLA Cosmological Calculator. UCLA. Процитовано 6 серпня 2022. Light travel distance was calculated from redshift value using the UCLA Cosmological Calculator, with parameters values as of 2018: H₀=67.4 and Omega_M=0.315 (see Table/Planck2018 at «Lambda-CDM model#Parameters»)
36. Staff (2022). ICRAR Cosmology Calculator. Вентспілський міжнародний радіоастрономічний центр. Процитовано 6 серпня 2022. ICRAR Cosmology Calculator — Set H₀=67.4 and Omega_M=0.315 (see Table/Planck2018 at «Lambda-CDM model#Parameters»)
37. Kempner, Joshua (2022). KEMPNER Cosmology Calculator. Kempner.net. Процитовано 6 серпня 2022. KEMP Cosmology Calculator — Set H₀=67.4, Omega_M=0.315, and Omega_Λ=0.6847 (see Table/Planck2018 at «Lambda-CDM model#Parameters»)
38. Goldhaber, G.; Groom, D. E.; Kim, A.; Aldering, G.; Astier, P.; Conley, A.; Deustua, S. E.; Ellis, R.; Fabbro, S. (1 вересня 2001). Timescale Stretch Parameterization of Type Ia Supernova B-Band Light Curves. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 558, № 1. с. 359. doi:10.1086/322460. ISSN 0004-637X. Процитовано 23 листопада 2023.
39. A pedagogical overview of the K-correction by David Hogg and other members of the SDSS collaboration can be found at: Hogg, David W. та ін. (October 2002). The K correction. arXiv:astro-ph/0210394.
40. Huggins, William (1868). Further Observations on the Spectra of Some of the Stars and Nebulae, with an Attempt to Determine Therefrom Whether These Bodies are Moving towards or from the Earth, Also Observations on the Spectra of the Sun and of Comet II. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 158: 529—564. Bibcode:1868RSPT..158..529H. doi:10.1098/rstl.1868.0022.
41. The Exoplanet Tracker is the newest observing project to use this technique, able to track the redshift variations in multiple objects at once, as reported in Ge, Jian; Van Eyken, Julian; Mahadevan, Suvrath; Dewitt, Curtis та ін. (2006). The First Extrasolar Planet Discovered with a New‐Generation High‐Throughput Doppler Instrument. The Astrophysical Journal. 648 (1): 683—695. arXiv:astro-ph/0605247. Bibcode:2006ApJ...648..683G. doi:10.1086/505699. S2CID 13879217.
42. Libbrecht, Keng (1988). Solar and stellar seismology (PDF). Space Science Reviews. 47 (3–4): 275—301. Bibcode:1988SSRv...47..275L. doi:10.1007/BF00243557. S2CID 120897051.
43. In 1871 Hermann Carl Vogel measured the rotation rate of Venus. Vesto Slipher was working on such measurements when he turned his attention to spiral nebulae.
44. An early review by Oort, J. H. on the subject: Oort, J. H. (1970). The formation of galaxies and the origin of the high-velocity hydrogen. Astronomy and Astrophysics. 7: 381. Bibcode:1970A&A.....7..381O.
45. See Binney and Merrifeld (1998), Carroll and Ostlie (1996), Kutner (2003) for applications in astronomy.
46. Asaoka, Ikuko (1989). X-ray spectra at infinity from a relativistic accretion disk around a Kerr black hole. Publications of the Astronomical Society of Japan. 41 (4): 763—778. Bibcode:1989PASJ...41..763A.
47. Rybicki, G. B.; Lightman, A. R. (1979). Radiative Processes in Astrophysics. John Wiley & Sons. с. 288. ISBN 0-471-82759-2.
48. See Binney and Merrifeld (1998), Carroll and Ostlie (1996), Kutner (2003) for applications in astronomy.
49. S.V. Pilipenko (2013—2021) "Paper-and-pencil cosmological calculator" arxiv:1303.5961, including Fortran-90 code upon which the citing charts and formulae are based.
50. Cosmic Detectives. The European Space Agency (ESA). 2 квітня 2013. Процитовано 25 квітня 2013.
51. An accurate measurement of the cosmic microwave background was achieved by the COBE experiment. The final published temperature of 2.73 K was reported in this paper: Fixsen, D. J.; Cheng, E. S.; Cottingham, D. A.; Eplee, R. E. Jr.; Isaacman, R. B.; Mather, J. C.; Meyer, S. S.; Noerdlinger, P. D.; Shafer, R. A.; Weiss, R.; Wright, E. L.; Bennett, C. L.; Boggess, N. W.; Kelsall, T.; Moseley, S. H.; Silverberg, R. F.; Smoot, G. F.; Wilkinson, D. T. (January 1994). Cosmic microwave background dipole spectrum measured by the COBE FIRAS instrument. Astrophysical Journal. 420: 445. Bibcode:1994ApJ...420..445F. doi:10.1086/173575.. The most accurate measurement as of 2006 was achieved by the WMAP experiment.
52. Peebles (1993).
53. The Nobel Prize in Physics 2011: Information for the Public (PDF). nobelprize.org. Процитовано 13 червня 2023.
54. Walter, Fabian; Bertoldi, Frank; Carilli, Chris; Cox, Pierre та ін. (2003). Molecular gas in the host galaxy of a quasar at redshift z = 6.42. Nature. 424 (6947): 406—8. arXiv:astro-ph/0307410. Bibcode:2003Natur.424..406W. doi:10.1038/nature01821. PMID 12879063. S2CID 4419009.
55. Smail, Ian; Owen, F. N.; Morrison, G. E.; Keel, W. C. та ін. (2002). The Diversity of Extremely Red Objects. The Astrophysical Journal. 581 (2): 844—864. arXiv:astro-ph/0208434. Bibcode:2002ApJ...581..844S. doi:10.1086/344440. S2CID 51737034.
56. Totani, Tomonori; Yoshii, Yuzuru; Iwamuro, Fumihide; Maihara, Toshinori та ін. (2001). Hyper Extremely Red Objects in the Subaru Deep Field: Evidence for Primordial Elliptical Galaxies in the Dusty Starburst Phase. The Astrophysical Journal. 558 (2): L87—L91. arXiv:astro-ph/0108145. Bibcode:2001ApJ...558L..87T. doi:10.1086/323619. S2CID 119511017.
57. Lineweaver, Charles; Davis, Tamara M. (2005). Misconceptions about the Big Bang. Scientific American. 292 (3): 36—45. Bibcode:2005SciAm.292c..36L. doi:10.1038/scientificamerican0305-36.
58. Naoz, S.; Noter, S.; Barkana, R. (2006). The first stars in the Universe. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 373 (1): L98—L102. arXiv:astro-ph/0604050. Bibcode:2006MNRAS.373L..98N. doi:10.1111/j.1745-3933.2006.00251.x. S2CID 14454275.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
59. Lesgourgues, J; Pastor, S (2006). Massive neutrinos and cosmology. Physics Reports. 429 (6): 307—379. arXiv:astro-ph/0603494. Bibcode:2006PhR...429..307L. doi:10.1016/j.physrep.2006.04.001. S2CID 5955312.
60. Grishchuk, Leonid P (2005). Relic gravitational waves and cosmology. Physics-Uspekhi. 48 (12): 1235—1247. arXiv:gr-qc/0504018. Bibcode:2005PhyU...48.1235G. doi:10.1070/PU2005v048n12ABEH005795. S2CID 11957123.
61. Geller, M. J.; Huchra, J. P. (1989). Mapping the Universe. Science. 246 (4932): 897—903. Bibcode:1989Sci...246..897G. doi:10.1126/science.246.4932.897. PMID 17812575. S2CID 31328798.
62. See the CfA website for more details: Huchra, John P. The CfA Redshift Survey. Harvard & Smithsonian Center for Astrophysics. Процитовано 20 березня 2023.
63. Cole, Shaun; Percival, Will J.; Peacock, John A.; Norberg, Peder та ін. (2005). The 2dF galaxy redshift survey: Power-spectrum analysis of the final dataset and cosmological implications. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 362 (2): 505—34. arXiv:astro-ph/0501174. Bibcode:2005MNRAS.362..505C. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09318.x. S2CID 6906627.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) 2dF Galaxy Redshift Survey homepage [Архівовано 2007-02-05 у Wayback Machine.]
64. SDSS-III. www.sdss3.org. Процитовано 20 березня 2023.
65. Davis, Marc; DEEP2 collaboration (2002). Science objectives and early results of the DEEP2 redshift survey. Conference on Astronomical Telescopes and Instrumentation, Waikoloa, Hawaii, 22–28 Aug 2002. arXiv:astro-ph/0209419. Bibcode:2003SPIE.4834..161D. doi:10.1117/12.457897.

Література

• В. Ю. Теребиж. Красное смещение. Энциклопедия Физики и техники - www.femto.com.ua. Архів оригіналу за 25 червня 2013. Процитовано 15 травня 2012. (рос.)