Vöröseltolódás - A csillagászat lexikona

A csillagászat lexikona: Vöröseltolódás

Általában ez a kifejezés a spektrális vonalak (vagy spektrális komponensek) elmozdulását jelenti a spektrum vörös vége felé.

nagyobb vöröseltolódás

kozmológiai vöröseltolódás

Különösen ez a kifejezés a kozmológiában fontos asztrofizikai mennyiséget jelent: a kozmológiai vöröseltolódás z (angol. vöröseltolódás). Gyakran helyettesíti ezt A távolságok feltüntetése, mivel z könnyebben meghatározható, mint a kozmológiai objektum (általában egy galaxis) tényleges távolsága. A távolság csak a Hubble-törvény alapján következik be, vagy (nagyobb távolságok esetén) egy kozmológiai modellel, például a Friedmann-világmodellekkel. Minél nagyobb a vöröseltolódás, annál nagyobb az objektum távolsága.
A kozmológiai vöröseltolódás is ennek mértéke Kor egy kozmikus objektum: minél nagyobb a vöröseltolódás, annál korábban volt már jelen a tárgy a kozmoszban. Az égbolt kilátása ugyanis elvileg a múltba tekintés: az égi tárgyak fényének, vagy általánosabban fogalmazva a sugárzásának bizonyos időre van szüksége, hogy megérkezzen a földre, a fény vákuumsebessége miatt Végül van.

meghatározás

Ha egy forrás kibocsátását egy bizonyos hullámhosszon figyeljük meg, akkor a vöröseltolódást általában a megfigyelő rendszer hullámhossza közötti különbség hányadosaként határozzuk meg (index obsz) és az emitter rendszerben lévők (index em) az emitter rendszer hullámhosszán (lásd a jobb oldali egyenletet).

Hubble-törvény

Edwin Hubble 1929-ben be tudta bizonyítani, hogy sok távoli galaxis menekül: távolodnak tőlünk. A Hubble csak 18 galaxist vizsgált meg, de ez az eredmény a szám növekedésével megerősítést nyert. Ez a kapcsolat Hubble-hatásként lépett be a kozmográfiába. Hubble törvénye egyet mutat lineáris kapcsolat vöröseltolódás között z és távolság D. az arányosság állandójával a Hubble-állandó H0. A linearitás azonban csak a közeli univerzumban érvényes, nevezetesen legfeljebb 400 Mpc vagy z kevesebb, mint 0,1. A távolabbi tárgyak esetében a linearitás lebomlik. Általánosabban az H (0 index nélkül!) a Hubble-paraméterek, a időfüggő van.

Példa: Quasar 3C 273

Például a 3C 273 nevű legfényesebb kvazár kozmológiai vöröseltolódása z = 0,158. Közvetlenül meghaladja a Hubble-törvény határait, de ha megpróbálja, 658 Mpc vagy 2,14 milliárd fényév távolságot kap. Ez nemcsak a földi laikus, hanem a kozmológiai normák számára is óriási távolságot jelent. Az a sugárzás, amely ma a 3C 273-tól eljut hozzánk, akkor bocsátott ki, amikor a föld körülbelül fele olyan öreg volt, mint ma.

Az ok: a kozmosz tágul!

A kozmológiai vöröseltolódás oka az az univerzum kozmikus tágulása. A kozmosz egésze a relativisztikus kozmológiában téridőként írható le. Ennek a négydimenziós sokaságnak a dinamikája az általános relativitáselmélet törvényeinek, a tenzor Einstein mezőegyenleteknek van kitéve.
A relativisztikus kozmológia kezdeti napjaiban anyagmentes univerzumokban találtak ilyet sitter helyiségek. Természetesen ez az univerzum az Nem megvalósul a természetben, mert a megfigyelt univerzum anyaggal vagy általában véve energiával van tele. Az anyaggal teli világegyetemeket később fejlesztették. Különösen a Robertson-Walker szobák (H.P. Robertson 1935, A.G. Járóka 1936) a mai napig nagy jelentőségűek. Ezek alkotják a Friedmann-világmodellek térbeli időbeli alapját (a vonalas elemet), amelyek ennek a Robertson-Walker metrikának a mezőegyenletekre történő alkalmazásából adódnak.

Sok vöröseltolódás van!

A forrás megfigyelt vöröseltolódása különféle hatásokból áll. A kozmológiai hozzájárulás az, amelyet a világegyetem téridejének tágulása miatt már tárgyaltunk. Vannak olyan bejegyzések is, amelyek megcélozzák helyi hatások alapú, például egy mozgalom. Ezt a spektrumváltozást a Doppler effektus, amely különösen ismert az akusztikus hullámokról. Ugyanez vonatkozik az elektromágneses hullámokra is: Mivel az emitter a látóvonal mentén mozog a megfigyelőhöz viszonyítva, az elektromágneses hullámok „megnyúlnak”, ha a megfigyelőtől távolabb elmozdulnak, ez megfelel a vöröseltolódásnak. Ha a forrás a megfigyelő felé halad, a hullámvonatok „összenyomódnak”, és kék eltolódás következik be. Az eltolódás mértéke függ a Radiális sebesség a látóvonal mentén vetített sebességkomponens. Tisztán kinematikai, klasszikus hatás. A közeli Andromeda Galaxis (M31, NGC 224), amely a Tejút Helyi Csoportjában van, a Tejút felé halad és kék eltolódással rendelkezik.

Kék váltás és vörös váltási tényező

A vöröseltolódásról nem szabad elrejteni a blueshift kiegészítő kifejezést: Itt elmozdulás következik be a spektrum másik, rövid hullámú vagy nagy energiájú végére. A fent látható vöröseltolódási egyenlet z azt mutatja, hogy ez a vöröseltolódási tényező (g-faktor) reciproka G mínusz 1 van. A tényező z + 1 van (ha z a kozmológiai vöröseltolódás azt jelenti) csak egyet Mérje meg az univerzum kiterjedését: egy objektum a z = 1 egy olyan univerzumban van, amely éppen feleannyi volt, mint a mai helyi világegyetem z = 0; egy tárgy z = 2 egy olyan univerzumban van, amely csak egyharmada akkora, mint a helyi univerzumunk stb.

Gond van az energia megőrzésével? Nem!

A vörös és a kék eltolódás további megértési problémát vet fel: Hol van a sugárzási energia, amikor például egy távoli galaxis erősen vöröseltolódású fotonja érkezik a földre? Ne aggódj Az energiatörvény megőrzése válik Nem sérült. Csak akkor lehet összehasonlítani a galaxis referenciarendszerében lévő energiát a föld referenciarendszerével, ha azt is figyelembe vesszük, hogy a világegyetem a foton emissziójának idején lép be a galaxisba. Egyéb Az univerzum olyan volt, mint amikor a foton megérkezett a földre! Pontosabban: a két referenciarendszer eltér a léptéktényezőtől R (t), szintén Világsugár hívott. A „vöröseltolódású, kozmológiai fotonok” hasonlóak a „gravitációs vöröseltolódású fotonokhoz” egy gravitációs mezőben. Mivel a sugárzási energia mindkét esetben elvész a (dinamikus vagy ívelt) téridő miatt. A kozmológiai vöröseltolódás és a gravitációs vöröseltolódás tisztán geometriai hatás.
Ez azonban azt is tükrözi A relativitás A megfigyelő tükröződik benne, mert szerepet játszik abban, hogy melyik referenciarendszerben helyezkedik el ez.

A kozmikus idő

A kozmológiai vöröseltolódás z spektrumok megfigyeléséből nagyon könnyen levezethető. Ha érdekel, hogy a kérdéses tárgy hány éves egy adott vöröseltolódással, akkor kozmológiai modellre van szüksége. A kozmikus háttérsugárzás megfigyeléséből kozmológiai paraméterek halmaza származik, amely nagyon jól leírja univerzumunkat. Ezek a paraméterek magukban foglalják a sötét energia arányát, a sötét és barionos anyag arányát, a Hubble-paramétereket és a görbületi paramétereket. Ha tudja, akkor hozzárendelhet egy életkorot egy vöröseltolódáshoz kozmikus idő (angol. kozmikus idő) nak, nek hívják. A kozmikus idő megegyezik a világegyetem korával az Ősrobbanás óta. Kivonható a Friedmann-egyenletekből, és a kozmológiai paraméterektől való függőséget mutat.

A fenti diagram grafikonként mutatja a vöröseltolódás és az univerzum kora közötti kapcsolatot. Nál nél z = 0 a helyi univerzum, vagyis közvetlen környezetünk. Vöröseltolódás z = 1100 (itt nem látható) jelöli az elektromágnesesen megfigyelhető univerzum határát. Mert ezen a vöröseltolódásnál történt Rekombináció. Mintegy ezernél nagyobb vöröseltolódás esetén az univerzum nem átlátszó (optikailag vastag), mert a sugárzás nem képes behatolni az elektronok és protonok eredeti plazmájába. A rekombináció során a plazma elég hűvös volt ahhoz, hogy egy elektront meg tudjon ragadni egy proton. Semleges hidrogén (HI) keletkezett, és az univerzum átlátszóvá vált a sugárzásnak (optikailag vékony). Amint az a Rekombináció szócikk alatt látható ábrán látható, az univerzum csak körülbelül 400 000 éves volt, amikor átlátszóvá vált. Helyi univerzumunk már 13,7 milliárd éves (a fenti ábra bal oldala).

Mérföldkövek a kozmológiában

A Távolságra vonatkozó információk távoli csillagászati ​​tárgyak nagy bizonytalanságot tartalmaznak. Ezért használják a csillagászok a kozmológiai vöröseltolódást z vissza. Sokkal könnyebb meghatározni és kevésbé hajlamos a hibára, mint a távolság. A csillagászok spektroszkópikusan mérik a vöröseltolódásokat (spektro-z) vagy fotometrikus (fotó-z). Íme néhány mérföldkő a kozmológiában:

  • Nál nél z = 0 a közvetlen kozmológiai szomszédság, az helyi univerzum. Csak ebben a késői szakaszban alakult ki a kozmosz Élet.
  • Nál nél z = 1,0 elkezdődik definíció szerint domainje magas vöröseltolódás Tárgyak.
  • Nál nél z = 2,0-3,0 megfigyeljük a kvazárok bőségének maximumát. A kvazár sűrűsége ekkor körülbelül 1000-rel magasabb volt, mert az univerzum kisebb volt, és több kvazár képződött.
  • Nál nél z = 5,0 kora volt Reionizáció hélium. Ez a korszak a hidrogén reionizálásának „előnézete”.H előnézet'), mert a csillagászok kisebb távolságokon figyelik őket.
  • Nál nél z = 6,0 a hidrogén reionizációjának kora volt, intenzív, nagy energiájú sugárforrások révén, az első csillagok (III. populáció). Ezen a területen nagyon távoli objektumok figyelhetők meg: Hu és mtsai. (2002) a klaszter mögött található Keck II 10m távcsővel Abell 370 nevezett galaxist HCM 6A. Számukra a vöröseltolódás z = 6,56 levezethető (papír: astro-ph/0203091).
    A legtávolabbi gamma-sugárzások is ide tartoznak z

6.
2004 februárjában egy még távolabbi galaxist fedeztek fel a Keck távcsővel hasonló módon: a szóban forgó galaxis 6,6

Ön is érdekelheti: Spektrum - Die Woche: 48/2020