Rødforskydning

Rødforskydning i astrofysik er et fænomen, hvor bølgelængden af elektromagnetisk stråling for observatøren stiger i forhold til bølgelængden af stråling, der udsendes af kilden. Rødforskydningen kaldes også den dimensionsløse størrelse , som karakteriserer ændringen i bølgelængde for et givet fænomen. Rødforskydningen kan være forårsaget af tre årsager : den kan være doppler, gravitationel og kosmologisk, men på trods af den forskellige natur, manifesterer rødforskydningen sig i alle tre tilfælde eksternt på samme måde. Det modsatte fænomen - et fald i den observerede bølgelængde, som har samme karakter - kaldes blueshift .

Observation af rødforskydninger er meget udbredt inden for astronomi , da det gør det muligt at få information om himmellegemers bevægelser og deres andre egenskaber. Rødforskydninger er især vigtige for kosmologien .

Beskrivelse af fænomenet

Ved rødforskydning øger elektromagnetisk stråling sin bølgelængde . Den mest bemærkelsesværdige manifestation af rødforskydning er forskydningen af linjer og andre detaljer i kildens spektrum mod længere bølgelængder, for eksempel for synligt lys - mod den røde del af spektret: denne forskydning gav navnet til udtrykket. Det omvendte fænomen af samme karakter, hvor strålingens bølgelængde aftager, kaldes blueshift [1] [2] [3] .

Ændringen i bølgelængden er proportional med selve bølgelængden, derfor, for dens kvantitative beskrivelse, indføres værdien, hvor er den observerede bølgelængde, er den udsendte, også kaldet laboratorie, og er deres forskel. Mængden er dimensionsløs og kaldes også rødforskydning. Hvis så de observerede bølgelængder er mindre end laboratorie-, og ikke et rødt, men et blåt skift observeres [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 samme måde kan det udtrykkes i form af frekvenser . Hvis er laboratoriefrekvensen, og er den observerede [5] : $z$ $\nu_{0}$ $\nu$

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

Når den er positiv , stiger bølgelængden af fotoner , og frekvensen falder, derfor falder energien . Når den er negativ , øges energien. Da energien af en foton er, hvor er Plancks konstant, så ændres dens energi ved en rødforskydning i tider i forhold til den oprindelige [6] [7] [8] . $z$ $z$ $E=h\nu ,$ $h$ $z$ ${\textstyle {\frac {1}{1+z))}$

Også rødforskydning kaldes nogle gange for fænomener, der viser sig på en anden måde, men som også fører til en synlig rødme af lyset [9] [10] .

I faststoffysik er rød eller blå skift den tilsvarende ændring i strålingens bølgelængde i forhold til referencen - bølgelængden taget som udgangspunkt. Det røde (blå) skift har mange årsager, især kan frekvensforskydningen af den lokaliserede overfladeplasmonresonans i et kolloid af guldnanopartikler være forårsaget af eksternt tryk [11] .

Fænomenets karakter

Rødforskydningen kan være forårsaget af tre årsager: Kildens radiale hastighed, forskellen i gravitationspotentialer på de punkter, hvor kilden og observatøren er placeret, og universets udvidelse . Rødforskydningen forårsaget af en af disse årsager kaldes henholdsvis Doppler- gravitation og kosmologisk [12] [13] . Kosmologisk rødforskydning betragtes nogle gange som et særligt tilfælde af Doppler på grund af deres eksterne lighed [1] [14] , men dette er fejlagtigt [15] . Disse årsager til skiftet kan kombineres, og i dette tilfælde kan størrelsen af den observerede rødforskydning udtrykkes som følger [16] : $z_{D},$ ${\displaystyle z_{g))$ $z_{c}$

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

Andre mekanismer er blevet foreslået, der angiveligt forårsager rødforskydningen, som nu er blevet afvist. Blandt dem for eksempel lysets aldring [17] .

Doppler rødforskydning

Doppler-rødforskydning er en manifestation af Doppler-effekten og observeres, når kilden bevæger sig i forhold til observatøren. Ved relative hastigheder meget lavere end lysets hastighed kan relativistiske effekter ignoreres, og i dette tilfælde bestemmes rødforskydningen kun af kildens radiale hastighed i forhold til observatøren [4] [18] : $c,$ $v_{r}$

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

Hvis kilden bevæger sig væk fra observatøren, så observeres en rødforskydning. Hvis kilden nærmer sig observatøren, så observeres et blåt skift [1] . $z>0$ $z<0$

Hvis den relative hastighed er tæt på lysets hastighed , er det nødvendigt at tage højde for de relativistiske korrektioner, der er forbundet med tidsudvidelsen af det bevægelige legeme. I dette tilfælde spiller den samlede hastighed af kilden i forhold til observatøren også en rolle [14] [18] : $v$

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

Hvis kilden bevæger sig i retning af observatørens sigtelinje, og den radiale hastighed er lig med den samlede hastighed, så kan udtrykket for omskrives som følger [4] : $z$

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

For objekter i Mælkevejen overstiger de absolutte værdier af de røde og blå Doppler-skift som regel ikke 10 −3 [1] ; sjældne undtagelser er for eksempel stjerner i nærheden af det centrale supermassive sorte hul Sagittarius A* , som kan nå hastigheder på flere procent af lysets hastighed. Stjernen S4714 , der passerer kredsløbets pericenter, kan således have en rød/blå forskydning på op til ±0,08 [19] [20] .

Gravitationsrødforskydning

Gravitationel rødforskydning er en effekt, der opstår, når observatøren er placeret på et punkt med et lavere gravitationspotentiale end kilden. For svage gravitationsfelter, hvor er forskellen i gravitationspotentialer, og i klassisk mekanik betragtes denne effekt som energiomkostningerne for en foton for at overvinde tyngdekraften , hvilket fører til et fald i dens energi og en stigning i bølgelængden [1] . ${\textstyle z_{g}={\frac {\Delta \varphi }{c^{2))},}$ $\Delta \varphi$

For stærke gravitationsfelter er det nødvendigt at bruge en mere præcis, relativistisk formel. Hvis kilden er i en afstand fra et ikke-roterende sfærisk symmetrisk legeme med masse, og observatøren er i stor afstand fra det, så ser formlen for gravitationsrødforskydningen sådan ud [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.

Her er gravitationskonstanten og er Schwarzschild-radius for det nævnte legeme. Den gravitationelle rødforskydning observeres for eksempel hos hvide dværge , hvor dens værdi når 10 −3 [1] . $G$ $R_{s}$

Kosmologisk rødforskydning

Kosmologisk rødforskydning opstår på grund af universets udvidelse : i løbet af den tid, hvor lyset når observatøren, øges skalafaktoren , og når lyset ankommer til observatøren, er dets bølgelængde større end den, der udsendes af kilden [12] . Hvis skalafaktoren er i observationsøjeblikket og er den samme i lysudsendelsestidspunktet, så udtrykkes den kosmologiske rødforskydning som følger [21] : $a_{0}$ $a_{1}$

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

Den observerede kosmologiske rødforskydning tolkes nogle gange som Doppler, og i dette tilfælde taler man om den kosmologiske radiale hastighed (for small ), som objektet har. Denne fortolkning er imidlertid ikke nøjagtig: Især afhænger stigningen i bølgelængden ved den kosmologiske rødforskydning ikke af ændringshastigheden af skalafaktoren på tidspunktet for emission eller absorption, men af hvor mange gange den er steget i løbet af hele perioden mellem emission og absorption af lys [15] . $v=cz$ $v$

For kilder placeret på ikke for stor afstand er det muligt at udvide skalafaktoren til en serie [15] : $på)$

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

hvor er et vilkårligt tidspunkt, og er Hubble-konstanten på et tidspunkt. I dette tilfælde kan man i en lineær tilnærmelse gældende for tilstrækkeligt små afstande udtrykke rødforskydningen i form af emissionsmomenter og absorption eller i termer af den korrekte afstand [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 kosmologiske rødforskydning, som med enhver anden, falder fotonenergien. I dette tilfælde bruges det på udvidelsen af universet [6] .

Kosmologisk rødforskydning observeres entydigt kun i fjerne galakser - ved afstande mindre end titusvis af megaparsek . overstiger den ikke Doppler-rødforskydningen forårsaget af galaksernes særlige hastigheder [13] [15] . Der er mange kendte objekter med en kosmologisk rødforskydning større end én; galaksen med den højeste kendte rødforskydning pr. april 2022 er HD1 , som har en rødforskydning på 13,27 [1] [22] [23] . Relikviestrålingen har omkring 1000 [24] . $z_{c}$

Brug

Studiet af rødforskydninger er meget brugt i astronomi , især i astrofysik , da det gør det muligt at få information om forskellige egenskaber ved himmellegemer ved at studere deres spektre. For at bestemme rødforskydningerne måles bølgelængderne af identiske spektrallinjer i kilden under undersøgelse og i laboratoriet, deres forskel findes normalt, og rødforskydningen beregnes ved hjælp af formlen [25] . I nogle tilfælde kan rødforskydningen måles fotometrisk med kortere tid, men med lavere nøjagtighed [26] . ${\textstyle z={\frac {\Delta \lambda }{\lambda _{0))))$

Galaktisk astronomi

Objekter i Mælkevejen har ikke kosmologiske rødforskydninger, så den observerede rødforskydning er overvejende Doppler. Gravitationelle rødforskydninger observeres kun i objekter med meget stærke gravitationsfelter , såsom hvide dværge , neutronstjerner eller sorte huller [1] [13] .

Samtidig kan Doppler-rødforskydningen bruges til ikke kun at bedømme lyskildens bevægelse: for eksempel, når en stjerne roterer, nærmer den ene side sig observatøren, mens den anden bevæger sig væk, hvilket fører til forskelle i radial hastigheder og følgelig i røde eller blå skift. Selvom det ikke er muligt at observere enkelte dele af stjernen, som det er muligt for Solen , så vil det samlede spektrum være summen af spektrene af forskellige punkter på stjernens skive. Som følge heraf vil linjerne i stjernens spektrum have en større bredde, hvorfra det vil være muligt at beregne stjernens rotationshastighed [25] .

Andre bevægelser i stjerner kan også føre til en ændring i bølgelængder forårsaget af Doppler-rødforskydningen. For eksempel, på grund af stoffets termiske bevægelse, bevæger atomer, der udsender fotoner, sig med forskellige radiale hastigheder, hvilket fører til en Doppler-stigning i linjebredden. Rot-middel-kvadrathastigheden afhænger af stoffets temperatur; derfor kan linjeudvidelsen i nogle tilfælde bruges til at bedømme stjernens temperatur [25] .

Ekstragalaktisk astronomi

Andre galakser udviser en Doppler-rødforskydning på grund af deres ejendommelige hastigheder og rotation [27] og en kosmologisk rødforskydning på grund af universets udvidelse. Gravitationelle rødforskydninger observeres ikke i galakser [13] .

I dette tilfælde er galaksernes ejendommelige hastigheder tilfældige og er i størrelsesordenen flere hundrede kilometer i sekundet. For nærliggende galakser fører dette til, at det røde eller blå Doppler-skift er stærkere end det kosmologiske, som øges med afstanden. Selv for de galakser, hvis kosmologiske rødforskydning er meget større end Doppler, er det muligt kun at måle afstanden til galaksen ved rødforskydning med en vis nøjagtighed. Observationen af den kosmologiske rødforskydning gør det muligt at måle kosmologiske parametre, såsom Hubble-konstanten , men galaksernes ejendommelige hastigheder reducerer nøjagtigheden af sådanne målinger [14] [15] .

Ikke desto mindre spiller rødforskydninger en meget vigtig rolle i ekstragalaktisk astronomi. I kosmologi bruges det både som et mål for tid og som et mål for afstand: det betyder henholdsvis den tid og afstand, som lyset skulle rejse, bevæge sig fra iagttageren til kilden, for at opnå en sådan kosmologisk rødforskydning [28] . Bekvemmeligheden ved denne tilgang ligger i, at den bestemmes direkte ud fra observationer, mens den tilsvarende tid og afstand afhænger af parametrene for den anvendte kosmologiske model [29] [30] . $z$

Studiehistorie

Den første opdagede årsag til rødforskydning var Doppler-effekten , teoretisk forudsagt af Christian Doppler i 1842, men på det tidspunkt var der ingen instrumenter i stand til at teste den i praksis [31] [32] . I 1868 brugte William Huggins først Doppler-effekten i praksis: ved at observere rødforskydningen af linjer i Sirius ' spektrum beviste han, at denne stjerne bevæger sig væk fra Solen [33] .

Den gravitationelle rødforskydning forudsiges af den generelle relativitetsteori offentliggjort af Albert Einstein i 1916 [34] . I 1925 opdagede Walter Sidney Adams eksperimentelt denne effekt i spektret af en hvid dværg Sirius B [1] , og i laboratoriet blev eksistensen af gravitationel rødforskydning bevist i 1960'erne [35] .

Kosmologisk rødforskydning blev først opdaget af Vesto Slifer i 1912-1914, mens han studerede galaksernes spektre [1] . Den teoretiske underbygning af den kosmologiske rødforskydning blev givet af Alexander Friedman i 1922, efter at have bygget en model af universet , opkaldt i fremtiden efter hans efternavn [36] [37] . I 1929, baseret på resultaterne af observation af mange galakser og deres rødforskydninger, annoncerede Edwin Hubble opdagelsen af rødforskydningens afhængighed af afstanden til galaksen. Således opdagede Hubble udvidelsen af universet , og den afhængighed, han opdagede, blev kaldt Hubbles lov [38] .

Noter

↑ 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 s. - ISBN 978-5-85270-346-0 .
↑ 1 2 Surdin V. G. Rødforskydning . Astronet . Hentet 11. december 2020. Arkiveret fra originalen 16. januar 2015. (ubestemt)
↑ Terebizh V. Yu. Redshift // Physical Encyclopedia / Chapter. udg. A. M. Prokhorov . - M . : Soviet Encyclopedia , 1990. - T. 2: Kvalitetsfaktor - magneto-optik . - S. 487-488 . — ISBN 5-85270-061-4 . (Russisk)
↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , s. 29.
↑ Ekstragalaktiske rødforskydninger . ned.ipac.caltech.edu . Hentet 11. december 2020. Arkiveret fra originalen 22. december 2013. (ubestemt)
↑ 1 2 Ethan Siegel. Spares energi, når fotoner rødforskydes i vores ekspanderende univers? (engelsk) . Forbes . Hentet 12. december 2020. Arkiveret fra originalen 11. december 2020.
↑ Weinberg S. Kosmologi . — M .: URSS , 2013. — S. 54 . — 608 s. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 165.
↑ Jacques Moret-Bailly. Den vanskelige forskelsbehandling af impulsstimuleret Raman-spredning af rødforskydning mod Doppler-rødforskydning // arXiv Astrophysics e-prints. — 2001-10-01. - arXiv : arXiv:astro-ph/0110525v4 .
↑ Peiji Geng, Weiguo Li, Xuyao Zhang, Yong Deng, Haibo Kou. Effekter af temperatur og rødforskydning på halvlederes brydningsindeks // Journal of Applied Physics. — 2018-07-18. — Bd. 124, nr. 3 . — ISSN 0021-8979 . - doi : 10.1063/1.5027771 .
↑ Gregory Barbillon. Nanoplasmonik i højtryksmiljø // Fotonik. - 2020. - Bd. 7. - S. 53 ff. - doi : 10.3390/photonics7030053 .
↑ 12 Kosmologisk rødforskydning . astronomi.swin.edu.au . Hentet 11. december 2020. Arkiveret fra originalen 1. november 2020. (ubestemt)
↑ 1 2 3 4 Tyngdekraftsonde B - Spørgsmål og svar vedrørende specielle og generelle relativitetsteorier . einstein.stanford.edu . Hentet 11. december 2020. Arkiveret fra originalen 2. marts 2021. (ubestemt)
↑ 1 2 3 Rødforskydning . www.femto.com.ua _ Hentet 11. december 2020. Arkiveret fra originalen 20. juni 2013. (ubestemt)
↑ 1 2 3 4 5 6 Weinberg S. Kosmologi . — M .: URSS , 2013. — S. 30 —34. — 608 s. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
↑ Karttunen et al., 2007 , s. 413.
↑ Edward L. Wright. Fejl i træt lyskosmologi . www.astro.ucla.edu . Hentet 11. december 2020. Arkiveret fra originalen 16. november 2021. (ubestemt)
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 188-189.
↑ Rafikov RR Doppler Boosting af S-stjernerne i Galactic Center // The Astrophysical Journal. — 2020-12-01. - T. 905 . - S. L35 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /2041-8213/abcebc . Arkiveret fra originalen den 29. juni 2022.
↑ Siegel E. Scientists opdager den hurtigste stjerne omkring et supermassivt sort hul . Forbes . Hentet 29. juni 2022. Arkiveret fra originalen 29. juni 2022.
↑ 1 2 Karttunen et al., 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 . Arkiveret fra originalen den 6. juni 2022.
↑ Astronomer opdager den fjerneste galakse, der er kendt i universet . Astronomi . Hentet 6. maj 2022. Arkiveret fra originalen 2. maj 2022.
↑ Martin White. Hvad er CMB-anisotropier? . w.astro.berkeley.edu . Hentet 12. december 2020. Arkiveret fra originalen 26. januar 2021. (ubestemt)
↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 189-192.
↑ Salvato M., Ilbert O., Hoyle B. De mange varianter af fotometriske rødforskydninger // Nature Astronomy. — 2019-06-01. - T. 3 . — S. 212–222 . — ISSN 2397-3366 . - doi : 10.1038/s41550-018-0478-0 .
↑ Nick Battagila, Martha Haynes. Eksempel: Galaxy Rotation Curve . Cornell University . (ubestemt)
↑ Rødforskydning . Las Cumbres Observatorium . Hentet 12. december 2020. Arkiveret fra originalen 2. december 2020. (ubestemt)
↑ Afstande i universet . KTH Kgl. Teknisk Institut . Hentet 3. januar 2021. Arkiveret fra originalen 2. december 2020. (ubestemt)
↑ Julien Lesgourgues. En oversigt over kosmologi . CERN . Hentet 3. januar 2020. Arkiveret fra originalen 21. marts 2022. (ubestemt)
↑ Doppler- effekt . Encyclopedia Britannica . Hentet 12. december 2020. Arkiveret fra originalen 6. november 2020.
↑ Christian Doppler - Biografi . Matematik historie . Hentet 12. december 2020. Arkiveret fra originalen 6. december 2020.
↑ Doppler, Christian (1803-1853) . www.reading.ac.uk . Hentet 12. december 2020. Arkiveret fra originalen 14. juni 2021. (ubestemt)
↑ Generel relativitetsteori . Encyclopedia Britannica . Hentet 12. december 2020. Arkiveret fra originalen 20. november 2020.
↑ Gravitationsrødforskydning . astronomi.swin.edu.au . Hentet 12. december 2020. Arkiveret fra originalen 4. februar 2021. (ubestemt)
↑ Friedmann- universet . Encyclopedia Britannica . Hentet 12. december 2020. Arkiveret fra originalen 30. november 2020.
↑ Karttunen et al., 2007 , s. 401-403.
↑ Rødforskydning _ _ Encyclopedia Britannica . Hentet 11. december 2020. Arkiveret fra originalen 5. december 2020.

Litteratur

E. V. Kononovich; Moroz V.I. Almindelig astronomikursus / Red. V. V. Ivanova . — 2., rettet. — M .: Redaktionel URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. udgave. - Berlin: Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .

Ordbøger og encyklopædier	Flot dansk Fantastisk catalansk Fantastisk norsk Britannica (online)
I bibliografiske kataloger	GND : 4178556-3 J9U : 987007565862105171 LCCN : sh85112092 NDL : 00575344 NKC : ph311253

Kosmologi
Grundlæggende begreber og objekter	Univers observerbart univers Rødforskydning kosmologisk CMB stråling Gravitationsbølger Univers ekspansion accelereret skjult masse Mørkt stof mørk energi
Universets historie	Stort brag stor rebound Kronologi af Big Bang Inflation Primær nukleosyntese Rekombination Udvikling af galakser Universets alder Universets fremtid
Universets struktur	Universets struktur i stor skala Superhob af galakser Stor gruppe af kvasarer Galaktisk tråd Ugyldig Hubble boble Universets form
Teoretiske begreber	Historien om udviklingen af ideer om universet Hubble lov Gravitationel ustabilitet Kosmologisk princip Kosmologiske modeller Kosmologisk singularitet De Sitter model hot univers model Friedman-universet Ledsager afstand Kritisk tæthed Friedmans ligning Kosmologisk tilstandsligning Lambda-CDM model
Eksperimenter	Observationel kosmologi 2dF 6dF BOOMERANG COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomi