КРА́СНОЕ СМЕЩЕ́НИЕ

КРА́СНОЕ СМЕЩЕ́НИЕ, уве­ли­че­ние длин волн (умень­ше­ние час­тот) элек­тро­маг­нит­но­го из­лу­че­ния ис­точ­ни­ка, про­яв­ляю­щее­ся в сдви­ге спек­траль­ных ли­ний или др. де­та­лей спек­тра в сто­ро­ну крас­но­го (длин­но­вол­но­во­го) кон­ца спек­тра. Оцен­ку К. с. обыч­но про­из­во­дят, из­ме­ряя сме­ще­ние по­ло­же­ния ли­ний в спек­тре на­блю­дае­мо­го объ­ек­та от­но­си­тель­но спек­траль­ных ли­ний эта­лон­но­го ис­точ­ни­ка с из­вест­ны­ми дли­на­ми волн. Ко­ли­че­ст­вен­но К. с. из­ме­ря­ет­ся ве­ли­чи­ной от­но­сит. уве­ли­че­ния длин волн: $$z=(λ_{прин}-λ_{исп})/λ_{исп},$$ где $λ_{прин}$ и $λ_{исп}$ – со­от­вет­ст­вен­но дли­ны при­ни­мае­мой вол­ны и вол­ны, ис­пу­щен­ной ис­точ­ни­ком.

Вы­де­ля­ют две воз­мож­ные при­чи­ны К. с. Оно мо­жет быть обу­слов­ле­но До­п­ле­ра эф­фек­том, ко­гда на­блю­дае­мый ис­точ­ник из­лу­че­ния уда­ля­ет­ся. Ес­ли при этом $z≪1$, то ско­рость уда­ле­ния $v=cz$, где $c$ – ско­рость све­та. Ес­ли рас­стоя­ние до ис­точ­ни­ка со­кра­ща­ет­ся, на­блю­да­ет­ся сме­ще­ние про­ти­во­по­лож­но­го зна­ка (т. н. фио­ле­то­вое сме­ще­ние). Для объ­ек­тов на­шей Га­лак­ти­ки как крас­ное, так и фио­ле­то­вое сме­ще­ние не пре­вы­ша­ет $z=10^{–3}$. В слу­чае боль­ших ско­ростей дви­же­ния, со­пос­та­ви­мых со ско­ро­стью све­та, К. с. воз­ни­ка­ет вслед­ст­вие ре­ля­ти­ви­ст­ских эф­фек­тов да­же в том слу­чае, ес­ли ско­рость ис­точ­ни­ка на­прав­ле­на по­пе­рёк лу­ча зре­ния (по­пе­реч­ный эф­фект До­п­ле­ра).

Ча­ст­ным слу­ча­ем до­п­ле­ров­ско­го К. с. яв­ля­ет­ся кос­мо­ло­гич. К. с., на­блю­дае­мое в спек­трах га­лак­тик. Впер­вые кос­мо­ло­гич. К. с. об­на­ру­же­но В. Слай­фе­ром в 1912–14. Оно воз­ни­ка­ет вслед­ст­вие уве­ли­че­ния рас­стоя­ний ме­ж­ду га­лак­ти­ка­ми, обу­слов­лен­но­го рас­ши­ре­ни­ем Все­лен­ной, и в среднем ли­ней­но рас­тёт с уве­ли­че­ни­ем рас­стоя­ний до га­лак­ти­ки (Хабб­ла за­кон). При не слиш­ком боль­ших зна­чени­ях К. с. ($z<1$) за­кон Хабб­ла обыч­но ис­поль­зу­ет­ся для оцен­ки рас­стоя­ний до вне­га­лак­тич. объ­ек­тов. Наи­бо­лее да­лё­кие на­блю­дае­мые объ­ек­ты (га­лак­ти­ки, ква­за­ры) име­ют К. с., су­ще­ст­вен­но пре­вы­шаю­щие $z=1$. Из­вест­но не­сколь­ко объ­ек­тов с $z>6$. При та­ких ве­ли­чи­нах $z$ из­лу­че­ние, ис­пу­щен­ное ис­точ­ни­ком в ви­ди­мой об­лас­ти спек­тра, при­ни­ма­ет­ся в ИК-об­лас­ти. В си­лу ко­неч­но­сти ско­ро­сти све­та объ­ек­ты с боль­ши­ми кос­мо­ло­гич. К. с. на­блю­да­ют­ся та­ки­ми, ка­ки­ми они бы­ли мил­ли­ар­ды лет на­зад, в эпо­ху их мо­ло­до­сти.

Гра­ви­тационное К. с. воз­ни­ка­ет, ко­гда при­ём­ник све­та на­хо­дит­ся в об­лас­ти с мень­шим гра­ви­тац. по­тен­циа­лом $φ$, чем ис­точ­ник. В клас­сич. ин­тер­пре­та­ции это­го эф­фек­та фо­то­ны те­ря­ют часть энер­гии на пре­одо­ле­ние сил гра­ви­та­ции. В ре­зуль­та­те час­то­та, ха­рак­те­ри­зую­щая энер­гию фо­то­на, умень­ша­ет­ся, а дли­на вол­ны со­от­вет­ст­вен­но воз­рас­та­ет. Для сла­бых гра­ви­тац. по­лей зна­че­ние гра­ви­тац. К. с. рав­но $z_g=Δφ/с^2$, где $Δφ$ – раз­ность гра­ви­тац. по­тен­циа­лов ис­точ­ни­ка и приём­ни­ка. От­сю­да сле­ду­ет, что для сфе­ри­че­ски-сим­мет­рич­ных тел $z_g=GM/Rc^2$, где $M$ и $R$ – мас­са и ра­ди­ус из­лу­чаю­ще­го те­ла, $G$ – гра­ви­тац. по­сто­ян­ная. Бо­лее точ­ная (ре­ля­ти­ви­ст­ская) фор­му­ла для нев­ра­щаю­щих­ся сфе­рич. тел име­ет вид:$$z_g=(1-2GM/Rc^2)^{–1/2}-1.$$ Гра­ви­тац. К. с. на­блю­да­ет­ся в спек­трах плот­ных звёзд (бе­лых кар­ли­ков); для них $z_g⩽10^{–3}$. Гра­ви­тац. К. с. бы­ло об­на­ру­же­но в спек­тре бе­ло­го кар­ли­ка Си­ри­ус B в 1925 (У. Aдамс, США). Наи­бо­лее силь­ным гра­ви­тац. К. с. долж­но об­ла­дать из­лу­че­ние внутр. об­лас­тей ак­кре­ци­он­ных дис­ков во­круг чёр­ных дыр.

Важ­ным свой­ст­вом К. с. лю­бо­го ти­па (до­п­ле­ров­ско­го, кос­мо­ло­ги­че­ско­го, гра­ви­та­ци­он­но­го) яв­ля­ет­ся от­сут­ст­вие за­ви­си­мо­сти ве­ли­чи­ны $z$ от дли­ны вол­ны. Этот вы­вод под­твер­жда­ет­ся экс­пе­ри­мен­таль­но: для од­но­го и то­го же ис­точни­ка из­лу­че­ния спек­траль­ные ли­нии в оп­ти­че­ском, ра­дио- и рент­ге­нов­ском диа­па­зо­нах име­ют оди­на­ко­вое крас­ное сме­ще­ние.