Доплеровское смещение

Красное и фиолетовое смещение

Свет движущихся объектов оказывается имеет различные длины волн, в зависимости от относительного движения источника света и наблюдателя.

Диаграмма Допплера

Наблюдатели, смотрящие на объект, который удаляется от них, видят свет имеющий большую длину волны, по сравнению с той, которая была излучена (красное смещение), тогда как наблюдатели, смотрящие на приближающийся источник, видят свет, который сдвинут в сторону более коротких длин волн (фиолетовое смещение).

На приведенной ниже схематичной диаграмме показана звезда (слева внизу) и её спектр (справа внизу). В спектре видны темные линии поглощения, впервые замеченные Фраунгофером. Эти линии могут быть использованы для идентификации у далеких звезд химических лементов, однако они также говорят нам о величине радиальной скорости. Три других спектра и соответствующие им картинки снизу вверх показывают близкую галактику, галактику, расположенную на среднем расстоянии, и далекую галактику. Картинки слева являются, разумеется, негативами, поэтому самые яркие части галактик черные. Обратите внимание, каким образом линиии поглощения сдвигаются в красную сторону по мере того, как галактики становятся слабее. Числа над и под спектрами являются измеренными в нанометрах длинами волн.

диаграмма красного смещения

В спектре звезды, которая по отношению к нам находится в покое, или в спектре, полученном в лаборатории, длины волн линий поглощения 393 и 397 нм принадлежат Ca II [ионизированный кальций]; 410, 434, 486 и 656 нм это линии H I [атомарный водород]; 518 нм принадлежат Mg I [нейтральный магний]; а 589 нм - Na I [нейтральный натрий]. Измеряя величину смещения линий в красную сторону, мы можем определить, что яркая галактика удаляется со скоростью 3,000 км/сек, что составляет 1 процент от скорости света, поскольку линии для нее смещены на 1 процент длины волны в красную область. Красное смещение z определяется следующим образом:
      (наблюдаемое)
1+z = ---------------
      (излучаемое)
что дает:
      397   401   414   438   491   523   595   663
1+z = --- = --- = --- = --- = --- = --- = --- = --- = 1.01
      393   397   410   434   486   518   589   656
В этом случае, таким образом, z = 0.01 для яркой галактики. Радиальные скорости, как правило, описывают приближенно, как v(rad) = cz, где c - скорость света. Галактика со средней яркостью удаляется со скоростью 15,000 км/сек при z = 0.05, тогда как самая слабая и наиболее удаленная галактика удаляется со скоростью 75,000 км/сек и с z = 0.25. При z больше 1 величина cz становится больше скорости света, хотя скорости удаления быстрее скорости света являются допустимыми, однако приближение с использованием cz в качестве скорости удаления объекта более не является верным. Так, для самого большого известного красного смещения z=6.3, скорость удаления не равна 6.3*c = 1,890,000 км/сек. Она также не равна 285,254 км/сек согласно Допплеровской формуле специальной теории относительности 1+z = ((1+v/c)/(1-v/c))1/2. Действительная скорость удаления для такого объекта зависит от космологических параметров, но для M=0.3 в плоской модели с доминированием плотности вакуума эта скорость равна 585,611 км/сек. Это быстрее, чем скорость света.

Учебник: Часть 1 | Часть 2 | Часть 3 | Часть 4
ЧаВО | Возраст | Расстояния | Литература | Теория относительности

Домашняя страничка Неда Райта (Ned Wright)

© 1996-2002 Edward L. Wright. Последняя редакция 23 февраля 2002г
..:: Перевел с английского В.Г. Мисовец