Червоний зсув
Червоний зсув або червоне зміщення — зсув спектральних ліній хімічних елементів у червоний (довгохвильовий) бік. Являє собою збільшення довжини хвилі та відповідне зменшення частоти та енергії фотонів електромагнітного випромінювання, наприклад, світла. Протилежне явище, тобто зменшення довжини хвилі та збільшення частоти та енергії, називають синім зміщенням. Обидва ці явища є проявом ефекту Доплера у видимому електромагнітному діапазоні.
Червоний зсув | |
![]() | |
Розмірність |
![]() |
---|---|
Формула |
![]() |
Позначення у формулі |
, і ![]() |
Символ величини (LaTeX) |
![]() |
Підтримується Вікіпроєктом |
Вікіпедія:Проєкт:Математика ![]() |
Протилежне |
синій зсув ![]() |
![]() ![]() |
Кожен хімічний елемент поглинає або випромінює електромагнітні хвилі на певних визначених частотах, утворюючи 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 відносне розташування. Зсув ліній у червоний бік, зумовлений віддаленням об'єкта, називається «червоним зсувом».
Гравітаційні хвилі, які поширюються зі швидкістю світла, також схильні до цього явища[1]. Величина червоного зсуву позначається літерою z, що відповідає дробовій зміні довжини хвилі (позитивне для червоного зсуву, негативне для синього), і співвідношенням довжин хвиль 1 + z (що більше ніж 1 для червоного зміщення і менше ніж 1 для синього зміщення).
Найчастіше термін «червоний зсув» використовують для позначення гравітаційного або космологічного червоного зсуву.
Існують інші фізичні процеси, які можуть призвести до зміни частоти електромагнітного випромінювання, включаючи розсіювання та оптичні ефекти; однак результуючі зміни відрізняються від (астрономічного) червоного зсуву і зазвичай не називаються такими.
Історія
ред.Ефект Доплера був відкритий і описаний австрійським математиком Крістіаном Доплером у 1842 році[2][3]. Він запропонував перше фізичне пояснення явища зміни частоти хвиль залежно від руху джерела відносно спостерігача. Гіпотеза була перевірена і підтверджена для звукових хвиль нідерландським вченим Христофором Бейсом Баллотом у 1845 році[4]. Доплер правильно припустив, що цей ефект застосовується до всіх типів хвиль і, зокрема, що різні кольори у зір можуть пояснюватися їхнім рухом відносно Землі[5].
1848 року, не знаючи про роботи Доплера, французький фізик Іпполіт Фізо вказав на зсув спектральних ліній у зорях як на наслідок ефекту Доплера[3]. Цей ефект іноді називають «ефектом Доплера — Фізо». 1868 року британський астроном Вільям Гаґґінс першим визначив швидкість віддалення зорі від Землі, застосувавши цей метод[6][3]. 1871 року оптичний червоний зсув було підтверджено під час спостережень ліній Фраунгофера, зумовлених обертанням Сонця; зсув становив близько 0,1 Å у червоній частині спектра[7][8]. 1887 року Фогель і Шейнер виявили річний ефект Доплера — щорічну зміну доплерівського зсуву зір поблизу екліптики, спричинену орбітальним рухом Землі. 1901 року Аристарх Бєлопольський експериментально підтвердив існування оптичного червоного зсуву в лабораторних умовах, використовуючи систему обертових дзеркал[9][10][8].
Починаючи зі спостережень 1912 року, Весто Слайфер виявив, що більшість спіральних галактик, таких як Андромеда, які тоді вважалися спіральними туманностями, демонстрували синій зсув. Це зміщення свідчило про їхній рух у напрямку до Землі[11]. Слайфер вперше повідомив про свої вимірювання в першому томі «Бюлетеня обсерваторії Лоуелла»[12]. Через три роки він опублікував огляд у журналі «Популярна астрономія», у якому зазначав, що виявлена висока швидкість руху галактики Андромеди (−300 км/с) показала, що тодішні методи дозволяли не лише вивчати спектри спіральних туманностей, а й визначати їхні швидкості[13].
Слайфер повідомив про швидкості 15 спіральних туманностей, розташованих по всій небесній сфері, і всі вони, окрім трьох, віддалялися від Землі, що засвідчувало наявність червоного зсуву в їхньому спектрі та відповідало «позитивним» (тобто віддаленим ) швидкостям[11]. Згодом Едвін Габбл виявив приблизний зв'язок між червоними зсувами таких «туманностей» і відстанями до них, сформулювавши свій однойменний закон Габбла[14]. Мілтон Юмасон працював над цими спостереженнями разом із Габблом[15][14]. Отримані результати підтвердили теоретичну модель, запропоновану Олександром Фрідманом 1922 року, в якій він вивів рівняння Фрідмана―Леметра[16]. У XX столітті ці спостереження вважалися одним із ключових доказів розширення Всесвіту та теорії Великого вибуху[17].
На початку 1930 року поєднання вимірювань червоного зсуву та теоретичних моделей започаткувало великий прорив у сучасній космології. Вчені дійшли висновку, що Всесвіт має історію, і його розширення можна досліджувати за допомогою фізичних моделей, підтверджених астрономічними спостереженнями[11].
У 1960-х роках відкриття квазарів, які виглядали як яскраві сині точкові джерела, спочатку призвело до припущення, що ці об'єкти знаходяться ближче, ніж це випливало з їхнього червоного зміщення. Проте подальші теоретичні та спостережні дослідження показали, що квазари — це дуже потужні, але віддалені астрономічні об'єкти[11].
Вимірювання та інтерпретація
ред.Спектр світла, що виходить від джерела, можна отримати за допомогою вимірювань довжин хвиль. Щоб визначити червоне зміщення, вчені шукають у спектрі такі особливості, як лінії поглинання, лінії випромінювання або інші зміни інтенсивності світла[18]. Якщо ці особливості знайдено, їх можна порівняти з відомими особливостями спектра різних хімічних сполук, виявленими в експериментах, де ця сполука знаходиться на Землі. Дуже поширеним хімічним елементом у космосі є водень[19]. Якщо пропустити безбарвне (біле) світло крізь водень, у спектрі з'явиться характерний для нього малюнок — набір спектральних ліній на певних довжинах хвиль. Ці лінії виникають завжди в тих самих місцях і є «відбитками» атома водню. Якщо у спектрі від далекого джерела спостерігається такий самий характерний набір ліній, але зміщений до більших довжин хвиль, то можна зробити висновок, що там теж є водень, і обчислити червоне зміщення [20].
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, тобто довжину хвилі, яку виміряв би спостерігач, що перебуває поруч із джерелом і рухається разом з ним[21][22]. Оскільки безпосереднє вимірювання в астрономії неможливе через велику відстань до об’єкта, червоне зміщення визначають за допомогою спектральних ліній. Без цієї інформації, тобто якщо спектр містить невпізнані або неідентифіковані особливості, або якщо він є безособливим чи нагадує білий шум (випадкові флуктуації), обчислити червоне зміщення неможливо[23]. Тому самі гамма-спалахи не можна використовувати для надійного вимірювання червоного зсуву, але оптичне післясвічення, пов’язане зі спалахом, можна проаналізувати для визначення червоного зсуву[24].
Числова характеристика
ред.Червоне зміщення можна схарактеризувати відносною різницею між спостережуваною і випромінюваною довжиною хвилі (або частотою) об'єкта. В астрономії заведено позначати цю зміну безрозмірною величиною [20].
На основі довжини хвилі | На основі частоти |
---|---|
де — довжина хвилі, що спостерігається астрономічними інструментами, — довжина хвилі, що насправді випромінюється джерелом (визначається з лабораторних досліджень), а f — відповідні частоти (λf = c, де c — швидкість світла). У випадку якщо частота хвилі що спостерігається є більшою ніж та яка випромінюється джерелом (наприклад, у випадку коли джерело наближається до спостерігача), стає відʼємним і відбувається синій зсув.
Доплерівські червоні зміщення ( > 0) пов'язані з об'єктами, що віддаляються від спостерігача, при цьому енергія світла зменшується[21]. В астрономії вживається одиниця червоного зсуву — відстань, на якій космологічний червоний зсув дорівнює одиниці. Ця відстань становить 1,302773 × 1023 кілометрів[25][26] (або 1,302773 × 1026 метрів), що є найбільшою позасистемною одиницею відстані (понад 4 млрд. парсеків).
Гравітаційний червоний зсув також пов'язаний зі зменшенням енергії світла, що випромінюється джерелом, що перебуває в сильнішому гравітаційному полі, а спостерігається в слабшому гравітаційному полі.
У загальній теорії відносності можна вивести кілька важливих формул для всіх трьох типів червоного зсуву в певних геометріях простору-часу, які підсумовано в наступній таблиці. У всіх випадках величина зсуву (значення z) не залежить від довжини хвилі[27].
Тип червоного зсуву | Геометрія | Формула[28] |
---|---|---|
Релятивістський ефект Доплера | Простір Мінковського
(плоский простір-час) |
Для руху в радіальному напрямку:
Для руху в поперечному напрямку:
|
Космологічний червоний зсув | Простір-час Фрідмана — Леметра — Робертсона — Вокера (FLRW)
(розширення Всесвіту після Великого Вибуху) |
|
Гравітаційний червоний зсув | будь-який стаціонарний простір-час |
У формулюванні другої космічної швидкості: для |
Ефект Доплера
ред.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:
- (оскільки ), де c — швидкість світла.
Для повнішого розгляду доплерівського червоного зміщення необхідно враховувати релятивістські ефекти, пов'язані з рухом джерел, близьких до швидкості світла. Об'єкти, що рухаються з такою швидкістю, відчуватимуть відхилення від наведеної вище формули через уповільнення часу спеціальної теорії відносності, яке можна виправити, ввівши фактор Лоренца γ до класичної формули Доплера наступним чином (для руху в радіальному напрямку):
Це явище вперше спостерігалося в експерименті 1938 року, проведеному Гербертом Е. Айвзом і Г. Р. Стілвеллом, який отримав назву експерименту Айвза — Стілвелла[29].
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 проєкції 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[30], повна форма релятивістського ефекту Доплера виглядає так:
- ,
і для руху в радіальному напрямку (θ = 0°), це рівняння зводиться до:
- .
Для особливого випадку, коли світло рухається під прямим кутом (θ = 90°) до напрямку відносного руху в системі спостерігача[31], релятивістське червоне зміщення відоме як поперечне червоне зміщення , а червоне зміщення
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 джерела, що наближається, виникатиме червоне зміщення[32].
Розширення простору
ред.На початку XX століття Слайфер, Вірц та інші зробили перші вимірювання червоного та синіх зміщень галактик за межами Чумацького Шляху. Спочатку вони інтерпретували ці зміщення як випадкові рухи, але пізніше Леметр (1927) і Габбл (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 розв'язках Фрідмана рівнянь загальної теорії відносності Ейнштейна. Кореляція між червоним зміщенням і відстанями виникає в усіх моделях розширення[33].
Це космологічне червоне зміщення зазвичай пояснюють розтягуванням довжин хвиль фотонів, що поширюються в просторі, який розширюється. Однак таке тлумачення може ввести в оману: відповідно до загальної теорії відносності космологічне розширення простору є лише вибором координат і тому не може мати фізичних наслідків. Космологічне червоне зміщення можна інтерпретувати як суму нескінченно малих доплерівських зсувів уздовж траєкторії світла[34].
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[35]:
У цій формулі позначає космологічне червоне зміщення. Символ або означає масштабний фактор Всесвіту в момент часу t, коли світло було випущене від далекого джерела. Величини або позначають значення масштабного фактора на сучасному етапі (теперішній момент часу), яке зазвичай приймається рівним 1.
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:
- ,
де ρcrit — критична густина, що розмежовує Всесвіт, який із часом почне стискатися, від Всесвіту, який нескінченно розширюється. Ця густина становить близько трьох атомів водню на кубічний метр простору[36]. При великих червоних зміщеннях 1 + z > Ω0−1, отримуємо рівняння:
- ,
де H0 — сучасна стала Габбла, а z — червоне зміщення[37][38][39].
Гравітаційне червоне зміщення
ред.Згідно з загальною теорією відносності, у гравітаційному полі виникає ефект сповільнення часу. Якщо світло випромінюється з дна гравітаційного колодязя — області з пониженим гравітаційним потенціалом (гравітаційний потенціал відʼємний, тому біля масивних тіл він є меншим ніж вдалі від них) — а фіксується поза колодязем, то через сповільнення, час за який випромінюється та сама кількість світлових хвиль буде меншим з точки зору джерела ніж з точки зору спостерігача. Відповідно, період одного коливання збільшується при русі вгору від джерела поля, а частота світла (в герцах) зменшується, оскільки швидкість світла є всюди однаковою[40].
Це явище відоме як гравітаційне червоне зміщення або зсув Ейнштейна[41]. Кількісне рівняння 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:
- ,
де:
- G — гравітаційна стала,
- M — маса об'єкта, що створює гравітаційне поле,
- r — радіальна координата джерела (що аналогічно до класичної відстані до центру об'єкта, а насправді — координати Шварцшильда), і
- c — швидкість світла.
Цей результат гравітаційного червоного зміщення можна отримати з припущень спеціальної теорії відносності та принципу еквівалентності[42].
Ефект дуже незначний, але його можна виміряти на Землі за допомогою ефекту Мессбауера, і вперше його спостерігали в експерименті Паунда-Ребки[43]. Проте ефект є значним поблизу чорної діри, і коли об'єкт наближається до горизонту подій, червоне зміщення стає нескінченним. Це також головна причина кутових коливань температури в космічному мікрохвильовому фоновому випромінюванні (див. ефект Сакса–Вольфа)[44].
На відміну від доплерівського зсуву, який виникає через рух джерела відносно спостерігача і залежить від кута між напрямком руху джерела і напрямком розповсюдження світла, гравітаційне зміщення не залежить від напряму поширення фотона, а тільки від різниці гравітаційних потенціалів[45].
Спостереження в астрономії
ред.Червоне зміщення, яке спостерігають в астрономії, визначають за допомогою добре відомих спектрів випромінювання та поглинання атомів, оскільки ці спектри відкалібровані за результатами спектроскопічних експериментів в лабораторіях на Землі. Коли вимірюють червоне зміщення різних ліній поглинання і випромінювання від одного астрономічного об'єкта, отримується постійна величина [50]. Коли ми дивимося на дуже далекі об'єкти, їхні зображення можуть бути трохи нечіткими (розмитими). Також у їхньому світлі можна побачити, що деякі спектральні лінії розтягнуті або розпливлися. Це відбувається через те, що всередині цих об'єктів рухається багато частинок: вони нагріті та швидко рухаються (тепловий рух), або об'єкт може обертатися чи мати хаотичні рухи (турбулентність). Ці рухи роблять лінії спектра ширшими та зображення менш чітким. 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 й пояснення червоного зміщення, такі як втомлене світло, зазвичай не вважаються правдоподібними[51].
Спектроскопія, як метод вимірювання, значно складніший, ніж проста фотометрія, що 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. Обмеження потенційної ефективності визначення фотометричного червоного зміщення встановлюються якістю зібраних даних. У випадку спектроскопії, потік, отриманий від об'єкта, вимірюється як функція довжини хвилі з роздільною здатністю (R = λ/Δλ), як правило, в діапазоні від 100 до понад 30 000[52]. Завдяки широкому діапазону довжин хвиль у фотометричних фільтрах і необхідним припущенням про природу спектра джерела світла, похибки вимірювань у визначенні червоного зміщення можуть сягати δ𝑧 = 0,5, тому такі оцінки є значно менш точними порівняно зі спектроскопічними вимірюваннями. Проте фотометрія дозволяє принаймні якісно схарактеризувати червоне зміщення. Наприклад, якби спектр Сонця мав червоне зміщення = 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, а загальна інтенсивність світла (у Вт/м²) зменшилася б в чотири рази, , оскільки і частота кожної спектральної лінії (а отже і енергія окремого фотона) і потік фотонів (як багато фотонів на секунду приходить) через сповільнення часу, повʼязане з швидкістю або гравітацією, зменшується в ( ) разів. Частота фотонів зміщується в червоний бік, а тому загальна інтенсивність світла на низьких частотах зростає, а на високих – падає[53].
Місцеві спостереження
ред.У близьких об'єктів (що знаходяться у нашій галактиці Чумацький Шлях) спостережувані червоні зміщення майже завжди пов'язані зі швидкостями на лінії видимості. Спостереження таких червоних і блакитних зміщень дозволили астрономам виміряти швидкості й визначити маси зір, що обертаються по орбіті, у спектрально подвійних — було використано метод, вперше застосований у 1868 році британським астрономом Вільямом Гаґґінсом[6].
Аналогічно, малі червоні й блакитні зміщення, виявлені при спектроскопічних вимірюваннях окремих зір, є одним зі способів, за допомогою якого астрономи змогли діагностувати й 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[54]. Детальні вимірювання червоних зміщень використовуються в геліосейсмології для визначення точних рухів фотосфери Сонця[55]. Червоні зміщення також були використані для перших вимірювань швидкостей обертання планет, температури об'єктів[56], швидкостей міжзоряних хмар, обертання галактики й динаміки акреції на нейтронні зорі та чорні діри, які демонструють як доплерівське, так і гравітаційне червоне зміщення[57][58][27][59]. Вимірюючи розширення і зміщення 21-сантиметрової лінії водню в різних напрямках, астрономи змогли виміряти швидкості рецесії міжзоряного газу, що, своєю чергою, розкриває криву обертання нашого Чумацького Шляху[27].
Позагалактичні спостереження
ред.Більш віддаленні об'єкти демонструють більші червоні зміщення, що відповідає закону Габбла — Леметра[61]. 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[62]. 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 з моменту, коли світло покинуло цю галактику. Отже, чим більше розтягнулося світло, тим більше воно червоніє, і відповідно швидше віддаляється від нас. Закон Габбла частково випливає з принципу Коперника[63].
Хоча раніше вважалося, що після Великого вибуху розширення Всесвіту постійно сповільнюється під дією гравітації, це уявлення змінилося наприкінці 1980-х років. Починаючи з 1988 року, астрономи почали проводити спостереження наднових типу Ia — це особливий тип зір, які мають майже однакову світність, що дозволяє точно вимірювати відстані до них. Порівнюючи яскравість наднових із їхнім червоним зсувом (тобто тим, наскільки розтягнулися їхні спектри через розширення Всесвіту), дослідники помітили, що наднові, які мали бути ближчими, виявилися далі, ніж очікувалося, якби розширення справді сповільнювалося. Це означає, що у минулому Всесвіт розширювався повільніше, ніж зараз. Іншими словами, швидкість розширення Всесвіту з часом не зменшується, а навпаки — зростає. Це відкриття стало серйозним свідченням того, що розширення Всесвіту прискорюється[64].
Найбільші червоні зміщення
ред.Наразі об'єктами з найбільшими відомими червоними зсувами є галактики та об'єкти, що генерують гамма-спалахи[65]. Такі червоні зсуви визначаються на основі спектроскопічних даних, і найбільшим підтвердженим спектроскопічним червоним зсувом галактики є JADES-GS-z13-0 із = 13,2, що відповідає 300 млн років після Великого Вибуху[66]. Попередній рекорд належав галактиці GN-z11 з червоним зсувом = 11,1, що відповідає 400 млн років після Великого вибуху, і галактиці UDFy-38135539 з червоним зсувом = 8,6, що відповідає 600 млн років після Великого вибуху[67].
Трохи менш точними є червоні зсуви Лайманівського розриву, найвищим з яких є лінзова галактика A1689-zD1 з червоним зміщенням = 7,5, а наступним за величиною — = 7,0. Найвіддаленішим гамма-спалахом зі спектроскопічним вимірюванням червоного зміщення був GRB 090423[68], який мав червоний зсув = 8,2. Найвіддаленіший відомий квазар ULAS J1342+0928[69], має червоний зсув = 7,54. Найвідоміша радіогалактика з червоним зсувом = 5,72 — TGSS1530[70], а найвідомішим молекулярним матеріалом є виявлення випромінювання молекули CO від квазара SDSS J1148+5251 з червоним зсувом = 6,42[71].
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 гіпернадзвичайно червоними об'єктами (HERO)[72][73].
Реліктове випромінювання має червоний зсув = 1089, що відповідає віку приблизно 379 000 років після Великого Вибуху і власне відстані понад 46 мільярдів світлових років[74]. Перше світло від найстаріших зір Популяції III, яке ми ще не спостерігали, незабаром після того, як атоми вперше утворилися і реліктове випромінювання майже повністю перестало поглинатися, може мати червоний зсув у діапазоні 20 < < 100[75]. Інші події з високим червоним зсувом, теоретично передбачені фізикою, але наразі не спостережувані — космічне нейтринне реліктове випромінювання, яке виникло приблизно через дві секунди після Великого вибуху (і має червоний зсув понад )[76], і фон космічних гравітаційних хвиль, що випромінився безпосередньо під час інфляції з червоним зсувом понад [77].
Дослідження червоного зсуву
ред.З появою автоматизованих телескопів і вдосконаленням спектроскопів здійснено низку досліджень, спрямованих на картографування Всесвіту в просторі червоного зсуву. Поєднуючи червоний зсув з даними про кутове положення, можливо 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[78].
Першим дослідженням червоних зсувів було CfA Redshift Survey , розпочате 1977 року, а збір початкових даних завершився в 1982 році[79][80]. Пізніше, 2dF Galaxy Redshift Survey визначив великомасштабну структуру одного сектору Всесвіту, вимірявши червоні зміщення для понад 220 000 галактик; збір даних було завершено 2002 року, а остаточний набір даних опубліковано 30 червня 2003 року[81]. Цифровий огляд неба Слоанівським цифровим оглядом (SDSS) триває з 2013 року і має на меті виміряти червоні зсуви близько 3 мільйонів об'єктів[82]. SDSS зафіксував червоні зсуви галактик до 0,8 і брав участь у виявленні квазарів за межами = 6. Дослідження червоних зсувів DEEP2 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[83].
Ефекти від фізичної оптики або перенесення випромінювання
ред.Взаємодії та явища, узагальнені в темах радіаційного переносу та фізичної оптики, можуть призводити до змін довжини хвилі та частоти електромагнітного випромінювання. У таких випадках зсуви відповідають фізичній передачі енергії матерії або іншим фотонам, а не перетворенню між системами відліку. Такі зсуви можуть бути спричинені такими фізичними явищами, як ефекти когерентності[en] або розсіювання електромагнітного випромінювання, чи то від заряджених елементарних частинок, чи від твердих частинок, чи від флуктуацій показника заломлення в діелектричному середовищі, як це відбувається в радіоявищі радіосвистів[84]. Хоча такі явища іноді називають «червоними зсувами» та «синіми зсувами», в астрофізиці взаємодії світла з речовиною, які призводять до зміни енергії випромінювання, зазвичай називають «почервонінням», а не «червоним зсувом»[84].
У багатьох випадках розсіювання призводить до почервоніння випромінювання, оскільки закон зростання ентропії призводить до переважання багатьох фотонів низької енергії над кількома фотонами високої енергії (при збереженні загальної енергії)[84]. За винятком, можливо, ретельно контрольованих умов, розсіювання не призводить до однакової відносної зміни довжини хвилі по всьому спектру; тобто будь-яке розраховане z зазвичай є функцією довжини хвилі. Крім того, розсіювання від випадкових середовищ зазвичай відбувається під багатьма кутами, а z є функцією кута розсіювання. Якщо світло багато разів розсіюється або якщо частинки, від яких воно розсіюється, рухаються відносно джерела світла або спостерігача, спектральні лінії у світлі можуть виглядати спотвореними. Це трапляється тому, що під час кожного розсіювання напрям і частота світла трохи змінюються. У результаті лінії в спектрі можуть розширитися, зсунутися або втратити чітку форму[84][85].
У міжзоряній астрономії видимі спектри можуть виглядати червонішими через процеси розсіювання, що називається міжзоряним почервонінням[84] — подібно до цього, релеївське розсіювання викликає атмосферне почервоніння Сонця, яке спостерігається на сході або заході сонця, а решту неба — блакитним. Це явище відрізняється від червоного зсуву, оскільки спектроскопічні лінії не зміщуються до інших довжин хвиль у почервонілих об'єктах, і з цим явищем пов'язане додаткове затемнення та спотворення через розсіювання фотонів на прямій видимості та поза нею[86].
Синій зсув
ред.Протилежністю червоного зсуву є синій зсув. Синій зсув — це будь-яке зменшення довжини хвилі (збільшення енергії) електромагнітної хвилі з відповідним збільшенням частоти. У видимому світлі це зміщує колір до синього кінця спектра.
Доплерівський синій зсув
ред.Доплерівський синій зсув викликаний рухом джерела до спостерігача. Цей термін застосовується до будь-якого зменшення довжини хвилі та збільшення частоти, спричиненого відносним рухом, навіть поза межами видимого спектра. Тільки об'єкти, що рухаються з майже релятивістськими швидкостями до спостерігача, помітно синіші для неозброєного ока, але довжина хвилі будь-якого відбитого або випромінюваного фотона чи іншої частинки скорочується в напрямку руху[87].
Доплерівський синій зсув використовується в астрономії для визначення відносного руху:
- Галактика Андромеди рухається до нашої галактики Чумацький Шлях у межах Місцевої групи; таким чином, при спостереженні із Землі її світло зазнає синього зсуву[88].
- Компоненти подвійної зоряної системи будуть зміщуватися в блакитний колір під час руху до Землі.
- Під час спостереження спіральних галактик сторона, що обертається до нас, матиме невелике блакитне зміщення відносно сторони, що обертається від нас (див. співвідношення Таллі-Фішера).
- Блазари випускають до нас релятивістські струмені, випромінюючи синхротронне випромінювання та гальмівне випромінювання, яке має синє зміщення[89].
- Сусідні зорі, такі як Зоря Барнарда, рухаються до нас, що призводить до дуже невеликого синього зміщення.
- Доплерівське синє зміщення віддалених об'єктів з високим значенням z можна відняти від набагато більшого космологічного червоного зміщення, щоб визначити відносний рух у Всесвіті, що розширюється[90].
Гравітаційний синій зсув
ред.Аналогічно до червоного зсуву, який виникає коли фотони покидають масивний обʼєкт, у випадку якщо фотони падають у гравітаційне поле, їх частота збільшується — це гравітаційний синій зсув. Так само як і для червоного зміщення, величина цього ефекту визначається різницею гравітаційного потенціалу між точками випромінювання та спостереження і не залежить від напрямку руху фотона[45][91].
Це є природним наслідком збереження енергії та еквівалентності маси та енергії, що було експериментально підтверджено 1959 року в експерименті Паунда — Ребки. Гравітаційний синій зсув сприяє анізотропії космічного мікрохвильового фону через ефект Сакса —Вульфа: коли глибина гравітаційної ями змінюється під час проходження фотона, величина синього зміщення при наближенні відрізнятиметься від величини гравітаційного червоного зміщення, коли він залишає цю область[92].
Сині викиди
ред.Існують далекі активні галактики, які демонструють синій зсув у своїх емісійних лініях подвійно іонізованого оксигену . Один з найбільших синіх зсувів виявлено у вузьколінійному квазарі PG 1543+489[en], відносна швидкість якого становить −1150 км/с[90]. Ці типи галактик називаються «синіми викидами»[90].
Космологічний синій зсув
ред.У гіпотетичному Всесвіті, що зазнає неконтрольованого стиснення внаслідок Великого стискання, спостерігалися б космологічні сині зсуви. При цьому галактики, що знаходяться далі, дедалі більше зміщуватимуться в синій колір — повна протилежність фактично спостережуваному космологічному червоному зсуву у сучасному Всесвіті, що розширюється[93].
Джерела
ред.- ↑ Ding, Qianhang (2021). Detectability of primordial black hole binaries at high redshift. 4. Т. 104. Physical Review D. arXiv:2011.13643. Bibcode:2021PhRvD.104d3527D. doi:10.1103/PhysRevD.104.043527. 043527.
- ↑ Doppler, Christian (1846). Beiträge zur fixsternenkunde. Т. 69. Prague: G. Haase Söhne. Bibcode:1846befi.book.....D.
- ↑ а б в Becker, Barbara J. (2011). Unravelling Starlight: William and Margaret Huggins and the Rise of the New Astronomy (вид. 1). Cambridge University Press. doi:10.1017/cbo9780511751417. ISBN 978-1-107-00229-6.
- ↑ 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.
- ↑ O'Connor, John J.; Robertson, Edmund F. (1998). Christian Andreas Doppler. University of St Andrews: MacTutor History of Mathematics archive.
- ↑ а б 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.
- ↑ 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.
- ↑ а б Nolte, David D. (2020). The fall and rise of the Doppler effect. 3. Т. 73. Physics Today. с. 30—35. Bibcode:2020PhT....73c..30N. doi:10.1063/PT.3.4429.
- ↑ Pannekoek, A. (1961). A History of Astronomy. Dover. с. 451. ISBN 978-0-486-65994-7.
- ↑ 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.
- ↑ а б в г Robert, Smith (2019). "Observations and the universe". The Oxford handbook of the history of modern cosmology. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-881766-6. OCLC 1052868704.
- ↑ 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
- ↑ Slipher, Vesto (1915). Spectrographic Observations of Nebulae. Popular Astronomy. 23: 21—24. Bibcode:1915PA.....23...21S.
- ↑ а б 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.
- ↑ Universe is Expanding. 8 грудня 2017. Процитовано 6 вересня 2023.
- ↑ 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.)
- ↑ 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)
- ↑ Fernandez-Soto, A., Lanzetta, K. M., Chen, H. W., Pascarelle, S. M., & Yahata, N. On the Compared Accuracy and Reliability of Spectroscopic and Photometric Redshift Measurements. Т. 135. The Astrophysical Journal Supplement Series. с. 41. doi:10.1086/321777.
- ↑ Hydrogen and Helium | StarDate Online. stardate.org. Архів оригіналу за 19 серпня 2023. Процитовано 22 листопада 2023. [Архівовано 2023-08-19 у Wayback Machine.]
- ↑ а б 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.
- ↑ а б Redshift. lco.global (англ.). Процитовано 22 листопада 2023.
- ↑ Інструкція із визначення та інтерпретації великих вимірювань червоного зміщення: Huchra, John. "Extragalactic Redshifts". NASA/IPAC Extragalactic Database. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Архів оригіналу за 22 грудня 2013.
- ↑ 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.»
- ↑ Swift: About Swift (англ.). NASA. Процитовано 3 липня 2025.
- ↑ Caltech Astronomy Department Lectures. Ay21_Lec03: Hubble distance (PDF).
- ↑ BYJU’S. Hubble length.
- ↑ а б в See Binney and Merrifeld (1998), Carroll and Ostlie (1996), Kutner (2003) for applications in astronomy.
- ↑ 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, gtt = t, t component of the metric tensor
- ↑ 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.
- ↑ Freund, Jurgen (2008). Special Relativity for Beginners. World Scientific. с. 120. ISBN 978-981-277-160-5.
- ↑ Ditchburn, R. (1961). Light. Dover. с. 329. ISBN 978-0-12-218101-6.
- ↑ "Photons, Relativity, Doppler shift". University of Queensland. Архів оригіналу за 27 серпня 2006.
- ↑ 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)
- ↑ 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.
- ↑ Peacock, J. A. (1998). Cosmological Physics. Cambridge University Press. doi:10.1017/cbo9780511804533. ISBN 978-0-521-41072-4.
- ↑ 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.
- ↑ Bergström, Lars; Goobar, Ariel (2006). Cosmology and Particle Astrophysics (вид. 2nd). Springer. с. 77, Eq.4.79. ISBN 978-3-540-32924-4.
- ↑ Longair, M. S. (1998). Galaxy Formation. Springer. с. 161. ISBN 978-3-540-63785-1.
- ↑ 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.
- ↑ Zee, Anthony (2013). Einstein Gravity in a Nutshell. In a Nutshell Series (вид. 1). Princeton: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-14558-7.
- ↑ 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.
- ↑ 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
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ а б Nemiroff, R. J. (1993). Gravitational Principles and Mathematics. NASA.
- ↑ 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 OmegaM=0.3089 (see Table/Planck2015 at «Lambda-CDM model#Parameters»)
- ↑ 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 OmegaM=0.315 (see Table/Planck2018 at «Lambda-CDM model#Parameters»)
- ↑ Staff (2022). ICRAR Cosmology Calculator. Вентспілський міжнародний радіоастрономічний центр. Процитовано 6 серпня 2022. ICRAR Cosmology Calculator — Set H0=67.4 and OmegaM=0.315 (see Table/Planck2018 at «Lambda-CDM model#Parameters»)
- ↑ Kempner, Joshua (2022). KEMPNER Cosmology Calculator. Kempner.net. Процитовано 6 серпня 2022. KEMP Cosmology Calculator — Set H0=67.4, OmegaM=0.315, and OmegaΛ=0.6847 (see Table/Planck2018 at «Lambda-CDM model#Parameters»)
- ↑ Isaak, Kate. G.; McMahon, Richard. G.; Hills, Richard. E.; Withington, Stafford (1 липня 1994). Observations of high-redshift objects at submillimetre wavelengths. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 269 (1): L28—L32. doi:10.1093/mnras/269.1.L28. ISSN 0035-8711.
{{cite journal}}
: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ 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.
- ↑ Newman, Jeffrey A.; Gruen, Daniel (18 серпня 2022). Photometric Redshifts for Next-Generation Surveys. Annual Review of Astronomy and Astrophysics (англ.). 60 (1): 363—414. doi:10.1146/annurev-astro-032122-014611. ISSN 0066-4146.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ Rybicki, G. B.; Lightman, A. R. (1979). Radiative Processes in Astrophysics. John Wiley & Sons. с. 288. ISBN 0-471-82759-2.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ Cosmic Detectives. The European Space Agency (ESA). 2 квітня 2013. Процитовано 25 квітня 2013.
- ↑ Cattoën, Céline; Visser, Matt (7 грудня 2007). The Hubble series: convergence properties and redshift variables. Classical and Quantum Gravity. 24 (23): 5985—5997. doi:10.1088/0264-9381/24/23/018. ISSN 0264-9381.
- ↑ Peebles (1993).
- ↑ The Nobel Prize in Physics 2011: Information for the Public (PDF). nobelprize.org. Процитовано 13 червня 2023.
- ↑ Gehrels, Neil; Mészáros, Péter (24 серпня 2012). Gamma-Ray Bursts. Science (англ.). 337 (6097): 932—936. doi:10.1126/science.1216793. ISSN 0036-8075.
- ↑ Ilie, Cosmin; Mahmud, Sayed Shafaat; Paulin, Jillian; Freese, Katherine (9 травня 2025), Spectroscopic Supermassive Dark Star candidates, doi:10.48550/arXiv.2505.06101, процитовано 3 червня 2025
- ↑ Oesch, P. A.; Brammer, G.; Dokkum, P. G. van; Illingworth, G. D.; Bouwens, R. J.; Labbé, I.; Franx, M.; Momcheva, I.; Ashby, M. L. N. (10 березня 2016). A REMARKABLY LUMINOUS GALAXY AT Z = 11.1 MEASURED WITH HUBBLE SPACE TELESCOPE GRISM SPECTROSCOPY. The Astrophysical Journal. 819 (2): 129. doi:10.3847/0004-637X/819/2/129. ISSN 0004-637X.
{{cite journal}}
: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ Salvaterra, R.; Valle, M. Della; Campana, S.; Chincarini, G.; Covino, S.; D’Avanzo, P.; Fernández-Soto, A.; Guidorzi, C.; Mannucci, F. (2009-10). GRB 090423 at a redshift of z ≈ 8.1. Nature (англ.). 461 (7268): 1258—1260. doi:10.1038/nature08445. ISSN 1476-4687.
- ↑ Bañados, Eduardo; Novak, Mladen; Neeleman, Marcel; Walter, Fabian; Decarli, Roberto; Venemans, Bram P.; Mazzucchelli, Chiara; Carilli, Chris; Wang, Feige (10 серпня 2019). The z = 7.54 Quasar ULAS J1342+0928 Is Hosted by a Galaxy Merger. The Astrophysical Journal Letters. 881 (1): L23. doi:10.3847/2041-8213/ab3659. ISSN 2041-8205.
{{cite journal}}
: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ Gabányi, K. É; Frey, S.; Gurvits, L. I.; Paragi, Z.; Perger, K. (29 жовтня 2018), High-Resolution Radio Image of a Candidate Radio Galaxy at z=5.72, doi:10.48550/arXiv.1810.12351, процитовано 3 червня 2025
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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) - ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ See the CfA website for more details: Huchra, John P. The CfA Redshift Survey. Harvard & Smithsonian Center for Astrophysics. Процитовано 20 березня 2023.
- ↑ Huchra, John P.; Vogeley, Michael S.; Geller, Margaret J. (1999-04). The CfA Redshift Survey: Data for the South Galactic Cap. The Astrophysical Journal Supplement Series (англ.). 121 (2): 287—368. doi:10.1086/313194. ISSN 0067-0049.
- ↑ 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.] - ↑ SDSS-III. www.sdss3.org. Процитовано 20 березня 2023.
- ↑ 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.
- ↑ а б в г д See Binney та Merrifeld (1998), Carroll та Ostlie (1996), Kutner (2003) для застосувань в астрономії.
- ↑ Rybicki, George B.; Lightman, Alan P. (8 січня 1991). Radiative Processes in Astrophysics (англ.). John Wiley & Sons. ISBN 978-0-471-82759-7.
- ↑ Impey, Chris. Gay, Pamela (ред.). Dust Extinction and Reddening. Teach Astronomy - Dust Extinction and Reddening (англ.). Teach Astronomy. Процитовано 6 березня 2025.
- ↑ Kuhn, Karl F.; Koupelis, Theo (2004). In Quest of the Universe. Jones & Bartlett Publishers. с. 122—3. ISBN 978-0-7637-0810-8.
- ↑ Woodhouse, Chris (4 грудня 2017). M31 (Andromeda Galaxy). The Astrophotography Manual (англ.) (вид. 2nd). Routledge. с. 308—313. doi:10.4324/9781315159225-42. ISBN 978-1-315-15922-5.
- ↑ Maria Raiteri, Claudia (2024). Monitoring Blazar Variability to Understand Extragalactic Jets. Publications of the Astronomical Observatory of Belgrade. Т. 104. с. 29—38. arXiv:2412.11565. doi:10.69646/aob104p029. ISBN 978-86-82296-11-9.
- ↑ а б в Aoki, Kentaro; Kawaguchi, Toshihiro; Ohta, Kouji (January 2005). The Largest Blueshifts of the [O III] Emission Line in Two Narrow-Line Quasars. Astrophysical Journal. 618 (2): 601—608. arXiv:astro-ph/0409546. Bibcode:2005ApJ...618..601A. doi:10.1086/426075.
- ↑ Nemiroff, R. J. (1993). Visual distortions near a neutron star and black hole. American Journal of Physics. 61 (7): 619—632. arXiv:astro-ph/9312003v1. Bibcode:1993AmJPh..61..619N. doi:10.1119/1.17224. S2CID 16640860.
- ↑ Bonometto, Silvio; Gorini, Vittorio; Moschella, Ugo (2002). Modern Cosmology. CRC Press. ISBN 978-0-7503-0810-6.
- ↑ Miller, Cole. Cosmology. www.astro.umd.edu. Процитовано 6 березня 2025.
Література
ред.- Odenwald, S. & Fienberg, RT. 1993; «Galaxy Redshifts Reconsidered» in Sky & Telescope Feb. 2003; pp31–35
- Lineweaver, Charles H. and Tamara M. Davis, «Misconceptions about the Big Bang», Scientific American, March 2005.
- Nussbaumer, Harry; Lydia Bieri (2009). Discovering the Expanding Universe (англ.). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-51484-2.
- Binney, James; Michael Merrifeld (1998). Galactic Astronomy (англ.). Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02565-0.
- Carroll, Bradley W. & Dale A. Ostlie (1996). An Introduction to Modern Astrophysics (англ.). Addison-Wesley Publishing Company, Inc. ISBN 978-0-201-54730-6.
- Feynman, Richard; Leighton, Robert; Sands, Matthew (1989). Feynman Lectures on Physics. Vol. 1 (англ.). Addison-Wesley. ISBN 978-0-201-51003-4.
- Grøn, Øyvind; Hervik, Sigbjørn (2007). Einstein's General Theory of Relativity (англ.). New York: Springer. ISBN 978-0-387-69199-2.
- Harrison, Edward (2000). Cosmology: The Science of the Universe (англ.) (вид. 2nd). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-66148-5.
- Kutner, Marc (2003). Astronomy: A Physical Perspective (англ.). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-52927-3.
- Misner, Charles; Thorne, Kip S.; Wheeler, John Archibald (1973). Gravitation (англ.). San Francisco: W. H. Freeman. ISBN 978-0-7167-0344-0.
- Peebles, P. J. E. (1993). Principles of Physical Cosmology (англ.). Princeton University Press. ISBN 978-0-691-01933-8.
- Taylor, Edwin F.; Wheeler, John Archibald (1992). Spacetime Physics: Introduction to Special Relativity (англ.) (вид. 2nd). W.H. Freeman. ISBN 978-0-7167-2327-1.
- Weinberg, Steven (1971). Gravitation and Cosmology (англ.). John Wiley. ISBN 978-0-471-92567-5.
Посилання
ред.- Ned Wright's Cosmology tutorial(англ.)
- Cosmic reference guide entry on redshift(англ.)
- Mike Luciuk's Astronomical Redshift tutorial
- Animated GIF of Cosmological Redshift (англ.)
- Merrifield, Michael; Hill, Richard (2009). Z Redshift. SIXTψ SYMBΦLS (англ.). Brady Haran for the University of Nottingham.
Ця сторінка належить до добрих статей української Вікіпедії. |