КРА́СНОЕ СМЕЩЕ́НИЕ
-
Рубрика: Физика
-
-
Скопировать библиографическую ссылку:
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.