Červený posuv

Rudý posuv v astrofyzice je jev, při kterém se vlnová délka elektromagnetického záření pro pozorovatele zvyšuje vzhledem k vlnové délce záření emitovaného zdrojem. Červenému posuvu se také říká bezrozměrná veličina , která charakterizuje změnu vlnové délky pro daný jev. Červený posuv může být způsoben třemi důvody : může to být dopplerovský, gravitační a kosmologický, ale i přes rozdílnou povahu se ve všech třech případech červený posuv navenek projevuje stejně. Opačný jev – pokles pozorované vlnové délky, který má stejnou povahu – se nazývá blueshift .

Pozorování rudých posuvů je široce používáno v astronomii , protože umožňuje získat informace o pohybu nebeských těles a jejich dalších vlastnostech. Rudé posuvy jsou zvláště důležité pro kosmologii .

Popis jevu

Při rudém posuvu zvyšuje elektromagnetické záření svou vlnovou délku . Nejnápadnějším projevem rudého posuvu je posun čar a dalších detailů ve spektru zdroje směrem k delším vlnovým délkám, například pro viditelné světlo - směrem k červené části spektra: tento posun dal název. Reverzní jev stejného charakteru, při kterém se vlnová délka záření zmenšuje, se nazývá blueshift [1] [2] [3] .

Změna vlnové délky je úměrná vlnové délce samotné, proto se pro její kvantitativní popis zavádí hodnota, kde je pozorovaná vlnová délka, je emitovaná, nazývaná též laboratorní, a je jejich rozdíl. Veličina je bezrozměrná a nazývá se také červený posuv. Pokud jsou pak pozorované vlnové délky menší než laboratorní a pozorujeme ne červený, ale modrý posun [1] [2] [4] . ${\textstyle z={\frac {\lambda -\lambda _{0}}{\lambda _{0}}}={\frac {\Delta \lambda }{\lambda _{0}}},}$ $\lambda$ $\lambda _{0}$ $\Delta \lambda$ $z$ $z<0,$

Podobně to může být vyjádřeno pomocí frekvencí . Jestliže je laboratorní frekvence a je pozorovaná [5] : $z$ $\nu_{0}$ $\nu$

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

Když je kladná , vlnová délka fotonů se zvětšuje a frekvence klesá, proto se energie snižuje . Když je negativní , energie se zvyšuje. Protože energie fotonu je kde je Planckova konstanta , pak se při rudém posuvu jeho energie mění v časech vzhledem k počáteční [6] [7] [8] . $z$ $z$ $E=h\nu ,$ $h$ $z$ ${\textstyle {\frac {1}{1+z))}$

Také rudý posuv se někdy nazývá jevy, které se projevují jiným způsobem, ale také vedou k viditelnému zčervenání světla [9] [10] .

Ve fyzice pevných látek je červený nebo modrý posun odpovídající změnou vlnové délky záření vzhledem k referenční – vlnové délce brané jako výchozí bod. Červený (modrý) posun má mnoho příčin, zejména frekvenční posun lokalizované povrchové plasmonové rezonance v koloidu nanočástic zlata může být způsoben vnějším tlakem [11] .

Povaha jevu

Červený posuv může být způsoben třemi důvody: radiální rychlostí zdroje, rozdílem gravitačních potenciálů v bodech, kde se nachází zdroj a pozorovatel, a rozpínáním vesmíru . Rudý posuv způsobený jednou z těchto příčin se nazývá dopplerovský gravitační a kosmologický [12] [13] . Kosmologický rudý posuv je někdy považován za zvláštní případ Dopplera kvůli jejich vnější podobnosti [1] [14] , ale to je mylné [15] . Tyto důvody posunu lze kombinovat a v tomto případě lze velikost pozorovaného rudého posunu vyjádřit následovně [16] : $z_{D},$ ${\displaystyle z_{g))$ $z_{c}$

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

Byly navrženy další mechanismy, které údajně způsobují rudý posun, které byly nyní zamítnuty. Mezi nimi například stárnutí světla [17] .

Dopplerův červený posuv

Dopplerův červený posuv je projevem Dopplerova jevu a je pozorován, když se zdroj pohybuje vzhledem k pozorovateli. Při relativních rychlostech mnohem nižších než je rychlost světla lze relativistické efekty ignorovat a v tomto případě je červený posuv určen pouze radiální rychlostí zdroje vzhledem k pozorovateli [4] [18] : $c,$ $v_{r}$

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

Pokud se zdroj vzdálí od pozorovatele, pak je pozorován červený posuv. Pokud se zdroj přiblíží k pozorovateli, pak je pozorován modrý posun [1] . $z>0$ $z<0$

Pokud je relativní rychlost blízká rychlosti světla , pak je nutné počítat s relativistickými korekcemi spojenými s časovou dilatací pohybujícího se tělesa. V tomto případě hraje roli i celková rychlost zdroje vzhledem k pozorovateli [14] [18] : $proti$

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

Pokud se zdroj pohybuje ve směru zorného pole pozorovatele a radiální rychlost je rovna celkové rychlosti, pak výraz pro lze přepsat následovně [4] : $z$

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

U objektů v Mléčné dráze nepřesahují absolutní hodnoty Dopplerova červeného a modrého posunu zpravidla 10 −3 [1] ; vzácnou výjimkou jsou například hvězdy v okolí centrální supermasivní černé díry Sagittarius A* , které mohou dosahovat rychlosti několika procent rychlosti světla. Hvězda S4714 procházející pericentrem oběžné dráhy tedy může mít červený/modrý posun až ±0,08 [19] [20] .

Gravitační rudý posuv

Gravitační rudý posuv je efekt, ke kterému dochází, když se pozorovatel nachází v bodě s nižším gravitačním potenciálem než zdroj. Pro slabá gravitační pole kde je rozdíl gravitačních potenciálů a v klasické mechanice je tento efekt považován za energetickou cenu fotonu na překonání gravitace , což vede ke snížení jeho energie a zvýšení vlnové délky [1] . ${\textstyle z_{g}={\frac {\Delta \varphi }{c^{2))},}$ $\Delta \varphi$

Pro silná gravitační pole je nutné použít přesnější, relativistický vzorec. Pokud je zdroj ve vzdálenosti od nerotujícího sféricky symetrického tělesa o hmotnosti a pozorovatel je od něj ve velké vzdálenosti, pak vzorec pro gravitační rudý posuv vypadá takto [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.

Zde je gravitační konstanta a je Schwarzschildův poloměr zmíněného tělesa. Gravitační rudý posuv pozorujeme např. u bílých trpaslíků , u kterých jeho hodnota dosahuje 10 −3 [1] . $G$ $R_{s}$

Kosmologický rudý posuv

Kosmologický rudý posuv nastává v důsledku expanze vesmíru : během doby, během které světlo dosáhne pozorovatele, se faktor měřítka zvětší, a když světlo dorazí k pozorovateli, jeho vlnová délka je větší než vlnová délka vyzařovaná zdrojem [12] . Jestliže je faktor měřítka v okamžiku pozorování a je stejný v okamžiku emise světla, pak je kosmologický červený posuv vyjádřen následovně [21] : $a_{0}$ $a_{1}$

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

Pozorovaný kosmologický rudý posuv je někdy interpretován jako Dopplerův a v tomto případě se mluví o kosmologické radiální rychlosti (pro malé ), kterou objekt má. Tato interpretace však není přesná: zejména nárůst vlnové délky při kosmologickém rudém posuvu nezávisí na rychlosti změny měřítka v okamžiku emise nebo absorpce, ale na tom, kolikrát se během celé období mezi emisí a absorpcí světla [15] . $v=cz$ $proti$

Pro zdroje umístěné v nepříliš velké vzdálenosti je možné rozšířit měřítko na řadu [15] : $v)$

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

kde je libovolný časový bod a je Hubbleova konstanta v určitém časovém bodě. V tomto případě lze v lineární aproximaci aplikovatelné na dostatečně malé vzdálenosti vyjádřit rudý posuv pomocí momentů emise a absorpce nebo jako správné vzdálenosti [15] : $t_0$ $H_{0}$ $t_{0}.$ $t_0$ $t_{1}$ $d$

z_{c}\přibližně H_{0}(t_{0}-t_{1}),

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

S kosmologickým rudým posuvem, stejně jako s každým jiným, energie fotonu klesá. V tomto případě se vynakládá na expanzi Vesmíru [6] .

Kosmologický červený posuv je jedinečně pozorován pouze ve vzdálených galaxiích — ve vzdálenostech menších než desítky megaparseků nepřekračuje Dopplerův červený posuv způsobený zvláštními rychlostmi galaxií [13] [15] . Existuje mnoho známých objektů s kosmologickým rudým posuvem větším než jedna; galaxie s nejvyšším známým rudým posuvem k dubnu 2022 je HD1 , která má rudý posuv 13,27 [1] [22] [23] . Reliktní záření má asi 1000 [24] . $z_{c}$

Použití

Studium rudých posuvů je široce používáno v astronomii , zejména v astrofyzice , protože umožňuje získat informace o různých vlastnostech nebeských těles studiem jejich spekter. Pro určení rudých posuvů se ve studovaném zdroji a v laboratoři změří vlnové délky identických spektrálních čar, většinou se zjistí jejich rozdíl a rudý posuv se vypočte pomocí vzorce [25] . V některých případech lze červený posuv měřit fotometricky s kratším časem, ale s nižší přesností [26] . ${\textstyle z={\frac {\Delta \lambda }{\lambda _{0))))$

Galaktická astronomie

Objekty v Mléčné dráze nemají kosmologické rudé posuvy, takže pozorovaný rudý posuv je převážně Dopplerův. Gravitační rudé posuvy jsou pozorovány pouze u objektů s velmi silným gravitačním polem , jako jsou bílí trpaslíci , neutronové hvězdy nebo černé díry [1] [13] .

Zároveň lze pomocí Dopplerova červeného posuvu posuzovat nejen pohyb světelného zdroje: například když se hvězda otáčí, jedna její strana se přibližuje k pozorovateli, zatímco druhá se vzdaluje, což vede k rozdílům v radiálním rychlosti a následně v červených nebo modrých posunech. I když není možné pozorovat jednotlivé části hvězdy, jako je to možné u Slunce , pak celkové spektrum bude součtem spekter různých bodů na disku hvězdy. Díky tomu budou mít čáry ve spektru hvězdy větší šířku, ze které bude možné vypočítat rychlost rotace hvězdy [25] .

Jiné pohyby ve hvězdách mohou také vést ke změně vlnových délek způsobené Dopplerovým rudým posuvem. Například v důsledku tepelného pohybu hmoty se atomy emitující fotony pohybují různými radiálními rychlostmi, což vede k Dopplerovu zvětšení šířky čáry. Střední kvadratická rychlost závisí na teplotě hmoty, proto lze v některých případech použít rozšíření čáry k posouzení teploty hvězdy [25] .

Extragalaktická astronomie

Jiné galaxie vykazují Dopplerův rudý posuv v důsledku jejich zvláštních rychlostí a rotace [27] a kosmologický rudý posuv v důsledku rozpínání vesmíru. Gravitační rudé posuvy nejsou v galaxiích pozorovány [13] .

V tomto případě jsou zvláštní rychlosti galaxií náhodné a pohybují se v řádu několika set kilometrů za sekundu. U blízkých galaxií to vede k tomu, že Dopplerův červený nebo modrý posun je silnější než kosmologický, který se zvětšuje se vzdáleností. I u těch galaxií, jejichž kosmologický rudý posuv je mnohem větší než ten Dopplerův, je možné změřit vzdálenost ke galaxii pomocí rudého posuvu jen s určitou přesností. Pozorování kosmologického rudého posuvu umožňuje měřit kosmologické parametry, jako je Hubbleova konstanta , ale zvláštní rychlosti galaxií snižují přesnost takových měření [14] [15] .

Přesto hrají rudé posuvy v extragalaktické astronomii velmi důležitou roli. V kosmologii se používá jak jako měřítko času, tak jako měřítko vzdálenosti: znamená v tomto pořadí čas a vzdálenost, kterou muselo světlo urazit, když se pohybovalo od pozorovatele ke zdroji, aby získalo takový kosmologický červený posuv [28] . Pohodlí tohoto přístupu spočívá v tom, že je určen přímo z pozorování, přičemž odpovídající čas a vzdálenost závisí na parametrech použitého kosmologického modelu [29] [30] . $z$

Historie studia

První objevenou příčinou rudého posuvu byl Dopplerův jev , teoreticky předpovězený Christianem Dopplerem v roce 1842, ale v té době neexistovaly žádné přístroje, které by jej dokázaly v praxi otestovat [31] [32] . V roce 1868 William Huggins poprvé v praxi použil Dopplerův jev: pozorováním červeného posuvu čar ve spektru Síria dokázal, že se tato hvězda vzdaluje od Slunce [33] .

Gravitační rudý posuv předpovídá obecná teorie relativity publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1916 [34] . V roce 1925 Walter Sidney Adams experimentálně objevil tento efekt ve spektru bílého trpaslíka Siriuse B [1] a v laboratoři byla v 60. letech prokázána existence gravitačního rudého posuvu [35] .

Kosmologický rudý posuv poprvé objevil Vesto Slifer v letech 1912-1914 při studiu spekter galaxií [1] . Teoretické zdůvodnění kosmologického rudého posuvu poskytl Alexander Friedman v roce 1922, když sestrojil model Vesmíru , pojmenovaného v budoucnu podle jeho příjmení [36] [37] . V roce 1929 na základě výsledků pozorování mnoha galaxií a jejich rudých posuvů oznámil Edwin Hubble objev závislosti rudého posuvu na vzdálenosti ke galaxii. Hubble tak objevil expanzi vesmíru a závislost, kterou objevil, se nazývala Hubbleův zákon [38] .

Poznámky

↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Zasov A. V. Redshift // Velká ruská encyklopedie . - Nakladatelství BRE , 2010. - T. 15. - 767 s. - ISBN 978-5-85270-346-0 .
↑ 1 2 Surdin V. G. Redshift . Astronet . Staženo 11. prosince 2020. Archivováno z originálu 16. ledna 2015. (neurčitý)
↑ Terebizh V. Yu. Redshift // Fyzická encyklopedie / Kapitola. vyd. A. M. Prochorov . - M . : Sovětská encyklopedie , 1990. - T. 2: Faktor kvality - magnetooptika . - S. 487-488 . — ISBN 5-85270-061-4 . (Ruština)
↑ 1 2 3 Karttunen a kol., 2007 , str. 29.
↑ Extragalaktické červené posuny . ned.ipac.caltech.edu . Staženo 11. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 22. prosince 2013. (neurčitý)
↑ 1 2 Ethan Siegel. Ušetří se energie, když fotony rudý posuv v našem rozpínajícím se vesmíru? (anglicky) . Forbes . Staženo 12. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 11. prosince 2020.
↑ Weinberg S. Kosmologie . — M .: URSS , 2013. — S. 54 . — 608 str. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 165.
↑ Jacques Moret-Bailly. Obtížná diskriminace Impulse Stimulated Raman Scattering redshift a Doppler redshift // arXiv Astrophysics e-prints. — 2001-10-01. - arXiv : arXiv:astro-ph/0110525v4 .
↑ Peiji Geng, Weiguo Li, Xuyao Zhang, Yong Deng, Haibo Kou. Účinky teploty a červeného posuvu na index lomu polovodičů // Journal of Applied Physics. — 2018-07-18. — Sv. 124, č. 3 . — ISSN 0021-8979 . - doi : 10.1063/1.5027771 .
↑ Gregory Barbillon. Nanoplasmonika ve vysokotlakém prostředí // Fotonika. - 2020. - Sv. 7. - S. 53 a násl. - doi : 10.3390/photonics7030053 .
↑ 12 Kosmologický rudý posuv . astronomie.swin.edu.au . Staženo 11. prosince 2020. Archivováno z originálu 1. listopadu 2020. (neurčitý)
↑ 1 2 3 4 Gravitační sonda B - Speciální & Obecné otázky relativity a odpovědi . einstein.stanford.edu . Získáno 11. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 2. března 2021. (neurčitý)
↑ 1 2 3 Červený posuv . www.femto.com.ua _ Získáno 11. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 20. června 2013. (neurčitý)
↑ 1 2 3 4 5 6 Weinberg S. Kosmologie . — M .: URSS , 2013. — S. 30 —34. — 608 str. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
↑ Karttunen a kol., 2007 , s. 413.
↑ Edward L. Wright. Chyby v kosmologii unaveného světla . www.astro.ucla.edu . Získáno 11. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 16. listopadu 2021. (neurčitý)
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 188-189.
↑ Rafikov RR Dopplerovo zesílení S-hvězd v galaktickém středu // The Astrophysical Journal. — 12. 12. 2020. - T. 905 . - S. L35 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /2041-8213/abcebc . Archivováno z originálu 29. června 2022.
↑ Siegel E. Vědci objevili nejrychlejší hvězdu kolem supermasivní černé díry . Forbes . Získáno 29. června 2022. Archivováno z originálu 29. června 2022.
↑ 1 2 Karttunen a kol., 2007 , pp. 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 . Archivováno z originálu 6. června 2022.
↑ Astronomové objevují nejvzdálenější známou galaxii ve vesmíru . Astronomie . Získáno 6. května 2022. Archivováno z originálu dne 2. května 2022.
↑ Martin Bílý. Co jsou anizotropie CMB? . w.astro.berkeley.edu . Získáno 12. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 26. ledna 2021. (neurčitý)
↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 189-192.
↑ Salvato M., Ilbert O., Hoyle B. Mnoho příchutí fotometrických rudých posuvů // Astronomie přírody. — 2019-06-01. - T. 3 . — S. 212–222 . — ISSN 2397-3366 . - doi : 10.1038/s41550-018-0478-0 .
↑ Nick Battagila, Martha Haynes. Příklad: Křivka rotace galaxie . Cornell University . (neurčitý)
↑ Červený posuv . Observatoř Las Cumbres . Staženo 12. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 2. prosince 2020. (neurčitý)
↑ Vzdálenosti ve vesmíru . KTH Royal Institute of Technology . Získáno 3. ledna 2021. Archivováno z originálu dne 2. prosince 2020. (neurčitý)
↑ Julien Lesgourgues. Přehled kosmologie . CERN . Získáno 3. ledna 2020. Archivováno z originálu dne 21. března 2022. (neurčitý)
↑ Dopplerův jev . Encyklopedie Britannica . Získáno 12. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 6. listopadu 2020.
↑ Christian Doppler - Životopis . Historie matematiky . Získáno 12. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 6. prosince 2020.
↑ Doppler, Christian (1803-1853) . www.reading.ac.uk . Získáno 12. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 14. června 2021. (neurčitý)
↑ Obecná teorie relativity . Encyklopedie Britannica . Získáno 12. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 20. listopadu 2020.
↑ Gravitační červený posuv . astronomie.swin.edu.au . Získáno 12. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 4. února 2021. (neurčitý)
↑ Friedmannův vesmír . Encyklopedie Britannica . Získáno 12. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 30. listopadu 2020.
↑ Karttunen a kol., 2007 , pp. 401-403.
↑ Červený posuv . _ Encyklopedie Britannica . Staženo 11. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 5. prosince 2020.

Literatura

E. V. Kononovič; Moroz V.I. Obecný kurz astronomie / Ed. V. V. Ivanova . — 2., opraveno. — M .: Editorial URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. vydání. - Berlin: Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .

Slovníky a encyklopedie	Velká dánština Velká Katalánština Skvělý norský Britannica (online)
V bibliografických katalozích	GND : 4178556-3 J9U : 987007565862105171 LCCN : sh85112092 NDL : 00575344 NKC : ph311253

Kosmologie
Základní pojmy a objekty	Vesmír pozorovatelný vesmír Červený posuv kosmologické CMB záření Gravitační vlny Expanze vesmíru zrychlený skrytá hmota Temná hmota temná energie
Historie vesmíru	Velký třesk velký odskok Chronologie velkého třesku Inflace Primární nukleosyntéza Rekombinace Evoluce galaxií Věk vesmíru Budoucnost vesmíru
Struktura vesmíru	Struktura vesmíru ve velkém měřítku Nadkupa galaxií Velká skupina kvasarů Galaktické vlákno Neplatné Hubbleova bublina Tvar Vesmíru
Teoretické pojmy	Historie vývoje představ o vesmíru Hubbleův zákon Gravitační nestabilita Kosmologický princip Kosmologické modely Kosmologická singularita Model De Sitter model horkého vesmíru Friedmanův vesmír Vzdálenost společníka Kritická hustota Friedmanova rovnice Kosmologická stavová rovnice Model lambda-CDM
Experimenty	Pozorovací kosmologie 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portál: Astronomie