kırmızıya kayma

Soldaki güneşe kıyasla sağdaki uzak bir süper gökada kümesinin tayf çizgilerinin kırmızıya kaymasını gösteren çizim

Olarak astronomi, kırmızıya kayma olduğunu tespit konumunda değişim spektral çizgilerin içinde emisyon ve absorpsiyon spektrumunun daha yönünde astronomik nesneler dalga boyu . Kırmızıya kayma, dalga boyundaki değişimin orijinal dalga boyuna oranı olarak tanımlanır:

{\ displaystyle z: = {\ frac {\ Delta \ lambda} {\ lambda _ {0}}} = {\ frac {\ lambda _ {\ metin {gözlenen}} - \ lambda _ {0}} {\ lambda _ {0}}} = {\ frac {\ lambda _ {\ metin {gözlenen}}} {\ lambda _ {0}}} - 1}

İsim, görünür spektrumun uzun dalga ucundaki kırmızı ışığa atıfta bulunur . İle kızılötesi emisyon, spektral çizgiler daha uzun dalga Terahertz radyasyon yönünde buna uygun olarak kayar. Daha kısa dalga boylarına geçişe mavi kayma denir .

Kırmızıya kayma, bilinen atomik ve moleküler spektrumların spektroskopi vasıtasıyla ölçülen değerlerle karşılaştırılmasıyla belirlenir , yani. H. örneğin hidrojen gibi yıldız ışığındaki emisyonların veya absorpsiyonların spektral çizgilerini analiz ettikten sonra .

Etki, enerji transferi ile elastik saçılmadan sonra daha düşük enerjili fotonların meydana geldiği moleküler spektroskopide de önemlidir .

nedenler

Kırmızıya kaymanın nedenleri şunlar olabilir:

Kaynak ve gözlemcinin göreli hareketi ( Doppler etkisi )
Kaynak ve gözlemcinin farklı yerçekimi potansiyelleri (görecelik)
Kaynak ve gözlemci arasında genişleyen evren ( kozmoloji )
Stokes , Raman saçılmasında fotonlar ve moleküller arasındaki ayrı enerji miktarlarının transferinde kayıyor

Bu nedenlerden ilk üçü aşağıda daha ayrıntılı olarak açıklanmaktadır.

Göreceli hareket yoluyla kırmızı ve mavi kayma

Bir ışık kaynağının gözlemciye göre hareketi

Kırmızı ve mavi kayma ile ilgili terimler spektroskopisi olan, spektral çizgiler arasında atom çekirdeklerinin , atomunu ve molekül vardır incelenmiştir. Bunlar, enerjinin emilmesine veya yayılmasına bağlı olarak absorpsiyon veya emisyonda meydana gelebilir . Enerji, fotonlar şeklinde elektromanyetik radyasyonla değiştirilir, bu nedenle kuantize edilir . Spektral çizgilerin spektrumda nerede olduğu yalnızca kuantum geçişinin ayrıntılarına değil, aynı zamanda radyasyon kaynağının gözlemciye göre hareket durumuna ( Doppler etkisi ) ve uzay-zamanın eğriliğine de bağlıdır .

Eğer varsa kalan sistemi yayıcı (yayıcı ve gözlemci arasındaki hız sıfır) kullanarak, hareketsiz dalga boyunda spektral çizgi ölçer. Ancak artık radyasyon kaynağı ve dedektör arasında nispi bir hareket de olabilir . Yalnızca dedektörün yönünü gösteren hız bileşeni esastır. Bu bileşene radyal hız denir . Onun miktarı yayıcı ve gözlemci arasındaki göreceli hızdır. Elektromanyetik radyasyon , kaynak ve hedefin birbirine göre ne kadar hızlı hareket ettiğinden bağımsız olarak hem emisyon hem de absorpsiyon sırasında ışık hızıyla hareket eder .

Radyasyon kaynağı gözlemciden uzaklaşırsa, spektral çizgi daha büyük, kırmızı dalga boylarına doğru kayar. Şaft, tabiri caizse ayrılır. Buna kırmızıya kayma denir. Radyasyon kaynağı gözlemciye doğru hareket ederse, spektral çizgi daha küçük dalga boylarına doğru kayar. Bu sadece maviye kayma çünkü çizgi tayfın mavi kısmına kaydırılıyor. Elektromanyetik dalganın nasıl sıkıştırıldığını açıkça hayal edebilirsiniz.

Tüm atomik ve moleküler dünya termodinamik nedeniyle hareket halindedir . Sonlu bir sıcaklıkta, bu radyatörler bir dinlenme konumu etrafında hafifçe hareket eder. Spektral çizgiler bu nedenle atomik ve moleküler hareket nedeniyle doğal bir genişliğe sahiptir, çünkü dedektöre göre her zaman biraz ileri geri hareket ederler. Fizikçiler bu fenomene termal Doppler genişlemesi diyorlar . Geri kalan dalga boyu bu nedenle keyfi olarak keskin değildir. Özellikleri nedeniyle herhangi olamaz Heisenberg'in belirsizlik içinde kuantum teorisi .

Özel görelilik teorisi verir (ışık hızı ile aşağıdaki ilişkileri ) radyal hız arasındaki ilişki için v ve Doppler kayması z : ${\ görüntü stili c}$

{\ displaystyle z = {\ sqrt {\ frac {1 + {\ frac {v} {c}}} {1 - {\ frac {v} {c}}}}} - 1}

ve tam tersi

{\ displaystyle {\ frac {v} {c}} = {\ frac {(1 + z) ^ {2} -1} {(1 + z) ^ {2} +1}}}

Düşük hızlarda ( ) bu ilişki yaklaşık olarak hesaplanabilir. ${\ displaystyle v / c \ ll 1}$ ${\ displaystyle z \ yaklaşık v / c}$

Yerçekimi kırmızı ve mavi vardiya

Yerçekimi kırmızıya kayma ya da yer çekimi kırmızıya kayma bağlamında genel görelilik teorisi için yayılan ışık, yani için dalga boyunun bir büyültmesidir ışık uzak bir ağırlık merkezine hareket eder. Yerçekimi mavi kayma ya da yer çekimi mavi kaydırma bir ağırlık merkezine doğru hareket ışık düşen ışık için dalga boyu, yani, bir katı yağ ters etkidir.

"Yerçekimi yapan bir nesneden tırmanan fotonlar daha az enerjik hale gelir. Görünür spektrumdaki fotonlar daha kırmızı görüneceğinden, bu enerji kaybı “kırmızıya kayma” olarak bilinir. Benzer şekilde, bir yerçekimi alanına düşen fotonlar daha enerjik hale gelir ve maviye kayma sergiler. [...] Kırmızıya kayma (maviye kayma) etkisinin büyüklüğünün fotonun yayılan açısının veya alınan açısının bir fonksiyonu olmadığına dikkat edin - bu sadece fotonun radyal olarak ne kadar uzağa tırmanması gerektiğine bağlıdır (düşme) potansiyel iyi."

"Yerçekimi kütlesinden yükselen fotonlar daha az enerjik hale gelir. Bu enerji kaybı "kırmızıya kayma" olarak bilinir çünkü fotonlar görünür spektrumda daha kırmızı görünür. Benzer şekilde, yerçekimi alanına düşen fotonlar daha enerjik hale gelir ve mavi bir kayma gösterir. [...] Kırmızıya kayma (mavi kayma) etkisinin büyüklüğünün fotonun emisyon veya alım açısının bir fonksiyonu olmadığına dikkat edilmelidir - bu sadece fotonun ne kadar yükseldiğine (düştüğüne) bağlıdır. ) potansiyel alanda radyal olarak. "

- RJ Nemiroff : Yerçekimi İlkeleri ve Matematik.

Yerçekimi kırmızıya kayma arasında doğrudan bir sonucudur yerçekimsel zaman genişlemesi . Kesin konuşmak gerekirse, genel görelilik teorisinin bir efekt değil, zaten izler özel görelilik kuramının ve genel görelilik teorisinin denklik ilkesi . Belirli bir frekansta bir ışık kaynağından yukarı doğru (yani ağırlık merkezinden uzağa) yayılan ışık, orada daha düşük bir frekansla ölçülür. Bu, özellikle belirli sayıda salınımlara sahip bir ışık sinyali durumunda, sinyalin başlangıcı ile bitişi arasındaki zaman aralığının alıcıda vericiden daha uzun olduğu anlamına gelir. Bu, yerçekimi zaman genişlemesi ile anlaşılabilir.

Bir ışık dalgasının kütleçekimsel kırmızıya kayması

Yerçekimi zaman genişlemesi nedeniyle, ışık dalgasının başlangıcı ve bitişi arasındaki zaman aralığı daha uzundur, yerçekimi alanında ne kadar yukarı hareket edersiniz, çünkü zaman daha hızlı ve daha hızlı geçer. Bu, dalganın yukarı doğru hareket ettikçe daha uzun ve daha uzun ölçüldüğü anlamına gelir. Bu nedenle, bireysel dalga tepeleri arasındaki mesafe giderek daha fazla büyümek zorundadır, böylece ışık daha uzun dalgalı, yani daha düşük enerjili görünür.

Kütleçekimsel kırmızıya kayma, Einstein tarafından 1911 gibi erken bir tarihte genel görelilik kuramının tamamlanmasından önce tahmin edildi ve zaten enerjinin korunumundan türetilebilir, böylece deneysel doğrulaması genel görelilik kuramının geçerliliği için gerekli bir ön koşuldur. ama öte yandan çok anlamlı değil. Beyaz cüce Sirius B'deki kırmızıya kayma, 1925'te W. S. Adams tarafından tespit edildi . Beyaz cücelerdeki kütleçekimsel kırmızıya kaymanın ölçümünü, kendi hareketlerinden dolayı kırmızıya kaymadan ayırt etmek zordur ve doğruluğu sınırlıdır. 1960 yılında , Robert Pound ve Glen Rebka , Mössbauer etkisini , dünyanın yerçekimi alanındaki bir gama kaynağından gelen radyasyonun yerçekimsel kırmızıya kaymasını, sadece 25 m'lik bir yükseklik farkıyla yeterli doğrulukla göstermek için kullandılar ( Pound-Rebka deneyi ). Daha sonraki iyileştirmeler (Pound-Rebka-Snider deneyi) yaklaşık %1.5'lik bir doğruluk elde etti. Yerçekiminin kırmızıya kayması da uzay sondaları aracılığıyla güneş ve Satürn için gösterildi. Planlanan uydu OPTIS , özel ve genel görelilik kuramına ilişkin diğer testlere ek olarak, kütleçekimsel kırmızıya kaymayı 10 ⁻⁵ doğrulukla test edecek . 2018 yılında , Samanyolu'nun merkezindeki Yay A'daki kara deliğe en yakın yaklaşımında S2 yıldızının yerçekimsel kırmızıya kayması tespit edildi.

Atomik saatlerin gelişimi, yerçekiminin zaman üzerindeki etkisini doğrudan ölçmeyi mümkün kılmıştır. Prensip olarak, bu ölçüm, yerçekimi kırmızıya kayma kanıtının bir varyasyonudur. 1971 yılında Josef Hafele ve Richard Keating ( Hafele-Keating deneyi ) uçaklarda sezyum saatleri ile genel görelilik kuramına göre farklı yüksekliklerde yerçekiminin neden olduğu saat hızlarındaki farkı yaklaşık %10 doğrulukla açıkça göstermiştir. C. Alley tarafından yapılan benzer bir deney ( Maryland deneyi ) 1976'da doğruluğu %1'e çıkardı. Robert Vessot ve Martin Levine , 1979'da roketlerin kullanıldığı benzer bir deneyin sonuçlarını yayınladılar ve %0.02'lik bir doğruluk verdiler. Günümüzün uydu tabanlı GPS navigasyon sisteminde , genel görelilik kuramının etkileri ağırlıklı olmak üzere, hem özel hem de genel görelilik kuramına göre düzeltmeler dikkate alınmalıdır. Tersine, bu aynı zamanda bu teorilerin bir teyidi olarak da görülebilir.

Sonsuzdaki bir gözlemci için çeşitli gök cisimlerinin kütleçekimsel kırmızıya kayması
gezegen / yıldız	kırmızıya kayma	star	kırmızıya kayma
Dünya	7,0 · 10 ⁻¹⁰	Naos	6.2 · 10 ⁻⁶
Jüpiter	2.0 · 10 ⁻⁸	Sirius B.	2.4 · 10 ⁻⁴
Mira	6.4 · 10 ^-9	BPM 37093	8,0 · 10 ⁻⁴
betelgeuse	4.3 · 10 ⁻⁸	1.4 M _☉ ile nötron yıldızı	0.24
Polluks	4.3 · 10 ⁻⁷	1.8 M _☉ ile nötron yıldızı	0.34
Güneş	2.1 · 10 ⁻⁶	Kara delik , olay ufku	sonsuz

Kırmızıya kayma z, yaklaşık olarak zayıf yerçekimi alanları için sonuçlar

{\ displaystyle z = {\ frac {GM} {rc ^ {2}}}}

ile yerçekimi sabiti G , nesnenin kütlesi M ve ışık hızı c . Işık, cismin merkezinden r uzaklıkta yayılır. Dünya ve r = 6378 km örneği için tablo değeri z = 7,0 · 10 ^−10'dur .

Nötron yıldızları tarafından oluşturulanlar gibi güçlü yerçekimi alanları durumunda, z için aşağıdakiler geçerlidir :

{\ displaystyle z = \ sol (1 - {\ frac {2GM} {rc ^ {2}}} \ sağ) ^ {- 1/2} -1}

Aynı yarıçapa sahip r = 12 km olan nötron yıldızlarının örnekleri için tablo değerleri daha düşük kütle için z = 0.24 ve daha büyük kütleli nötron yıldızı için z = 0.34'tür.

Dönmeyen bir kütlenin ağırlık merkezine göre radyal koordinat üzerinde bulunan bir gözlemci, üzerinde bulunan bir gözlemci tarafından faktör tarafından gönderilen bir sinyal alır. ${\ görüntü stili r_ {1}}$ ${\ görüntü stili r_ {2}}$

{\ displaystyle {\ frac {f _ {\ metin {alınan}}} {f _ {\ metin {gönderilen}}}} = {\ frac {\ lambda _ {\ metin {gönderilen}}} {\ lambda _ { \ text {alınan}}}} = {\ sqrt {\ frac {1-r _ {\ matematik {s}} / r_ {2}} {1-r _ {\ matematik {s}} / r_ {1} }}} = {\ frac {1} {1 + z}}}

kırmızı ve mavi değişti. Verilmiştir koordinat Schwarzschild koordinatları Schwarzschild yarıçapı, . ${\ görüntü stili r}$ ${\ displaystyle r _ {\ matematik {s}} = {\ frac {2GM} {c ^ {2}}}}$

kozmolojik kırmızıya kayma

Evrenin genişlemesi galaksilerin anlamına anlaşılmamalıdır birbirlerinden uzağa hareket içinde uzay-zaman (nispi hareketi). Genişleyen uzayın kendisidir, galaksiler onunla birlikte hareket eder. Galaksiler veya galaksi kümeleri gibi kütleçekimsel olarak bağlı nesneler, kendi yerçekimleri nedeniyle genel genişleme hareketinden ( Friedmann denklemleri ile tanımlanır) ayrıldıkları için genişlemezler . Bu, özellikle bu tür kütleçekimsel olarak bağlı sistemler ( yıldızlar , gezegenler ) içinde bulunan nesneler ve ayrıca atomlar ve moleküller gibi elektromanyetik olarak bağlı sistemler için geçerlidir . Öte yandan, genişleyen bir uzay-zamanda serbestçe yayılan bir elektromanyetik dalga, genişleme hareketinden doğrudan etkilenir: Geçiş süresi boyunca uzay-zaman bir faktör artarsa , bu ışığın dalga boyunda da olur. ${\ görüntü stili n}$

Bu kozmolojik kırmızıya kayma , Doppler etkisinin neden olduğu kırmızıya kaymadan temel olarak farklıdır; bu, yalnızca emisyon ve soğurma sırasında galaksilerin nispi hızına bağlıdır. Bu nedenle, kozmolojik kırmızıya kaymadan türetilen uzak galaksilerin kaçış hızları, doğrudan uzay-zamanın genişlemesinden ( durgunluk hızı ) kaynaklanmaktadır. Doppler etkisinin oranı, sadece birkaç 100 megaparseklik mesafelerde ihmal edilebilir düzeydedir . Ayrıca, genel görelilik kuramından, gözlemlenen kaçış hızlarının, uzaydaki hareketler için özel görelilik kuramında tanımlandığı gibi herhangi bir göreli zaman etkisine neden olmadığı sonucu çıkar. Daha sonra yayılan bir nesnenin fotonlarının genişleme nedeniyle daha büyük bir mesafeyi kat etmesi gerektiğinden, kozmolojik bir zaman genişlemesi hala gerçekleşir. Bu nedenle, fiziksel süreçler kırmızıya kaymış nesnelerle (bizim bakış açımıza göre) giderek daha yavaş ilerliyor gibi görünüyor.

Redshift, Blueshift ve Kozmoloji

Galaksilerin ışığı, vakaların büyük çoğunluğunda kırmızıya kayar (zaten en yakın 1000'in altında, yaklaşık yüzde 75'tir). Bir galaksi ne kadar uzaktaysa, kırmızıya kayma ortalama olarak o kadar güçlüdür. Sadece birkaç nispeten yakın gökada , dünyaya göre ek "kendi" hareketi ( tuhaf hız ) nedeniyle bize doğru tam bir mavi kayma gösterir . Bunun bir örneği Andromeda Bulutsusu'dur .

Vesto Slipher , 1912'den itibaren galaksilerin spektroskopik gözlemlerini gerçekleştirdi ve radyal hızlarını çizgi kaymalarından belirledi. Yakında gözlemlediği galaksilerin çoğunun kırmızıya kaydığını fark etti. 1929'da Edwin Hubble , kırmızıya kayma ile galaksinin uzaklığı arasındaki bağlantıyı keşfetti . İlk başta etki bir Doppler etkisi olarak yorumlandı, ancak kısa süre sonra uzayın genişlemesine kadar izlendi. Kozmolojik kırmızıya kayma, Hubble sabitine göre galaksi mesafesiyle birlikte artar , bu nedenle kırmızıya kayma ölçülerek mesafeler tahmin edilebilir.

Astronomik bir nesnenin kırmızıya kayması ne kadar yüksek olursa, yaydığı ışık o kadar uzun süre seyahat ediyor ve onu geçmişte o kadar geriye gidiyoruz. Nesneye olan mesafe kırmızıya kaymadan da belirlenebilir, ancak bu artık genişleyen bir uzay-zamanda açıkça tanımlanmamaktadır. Kırmızıya kaymadan elde edilebilecek farklı mesafe ölçüleri vardır . Bu nedenle kozmolojide, düşünceler ve hesaplamalar her zaman kırmızıya kayma uzayında yapılır .

Ekim 2010'da gökbilimciler , daha önce Hubble Uzay Teleskobu ile keşfedilen UDFy-38135539 galaksisinden gelen ışığın bize 13,1 milyar yıl boyunca yol aldığını göstermek için Çok Büyük Teleskop'u kullanabildiler . İlk kez gözlemlenen ışık, Big Bang'den sadece 700 milyon yıl sonra yayılan kırmızıya kayma rekoru ile bize ulaştı ; galaksi, evrenin henüz tamamen şeffaf olmadığı ve 9.6 kat daha küçük olduğu bir zamanda yaratıldı. ${\ görüntü stili z = 8 {,} 6}$

Hubble-Ultra-Deep-Field-09 görüntüsünde (HUDF09) UDFj-39546284 galaksisinin keşfi ile kozmolojik bir kırmızıya kayma belirlenebildi. Gözlenen yaş kaydı 480 milyon yıl sonraya kaydırılır. Yeni keşfedilen 13.2 milyar yıllık galaksi, kırmızıya kayma doğrulanırsa, Big Bang'den sonraki ilk galaksilerin gelişimi için önemli bir gözlem bileşeni sağlayacaktır . ${\ görüntü stili z = 10 {,} 3}$

Sachs-Wolfe etkisi kozmik fon ışınımının foton kırmızıya kayma dalgalanmaları açıklar.

göreli türetme

Hareket mesafesi olan bir galaksi tarafından yayılan (ayrıca Friedmann denklemlerinin göreli türevine bakınız ) ve gözlemci tarafından . Hem galaksi hem de gözlemci kozmik genişlemeyi takip ediyor. Tanımlayıcı koordinat sistemi, foton kendi kutup ekseni boyunca ilerleyecek şekilde yönlendirilirse, fotonun çizgi elemanı şu şekildedir : ${\ görüntü stili w}$ ${\ görüntü stili w = 0}$

{\ displaystyle \ matrm {d} s ^ {2} = 0 = -c ^ {2} \, \ matrm {d} t ^ {2} + bir ^ {2} (t) \, \ matrm {d} ^ {2},}

hangisinde

${\ görüntü stili c}$ ışık hızını temsil eder
${\ görüntü stili bir (t)}$ ölçek faktörü
${\ görüntü stili w}$ taşınan radyal koordinat.

Işık dalgasının art arda iki maksimumu kozmolojik zamanlarda gönderilir ve ve zamanlarında tekrar emilir. Emisyon ve absorpsiyon zamanlarında fotonun dalga boyları şu şekildedir: ${\ displaystyle t _ {\ matematik {e1}}}$ ${\ displaystyle t _ {\ matematik {e2}}}$ ${\ displaystyle t _ {\ matematik {a1}}}$ ${\ displaystyle t _ {\ matematik {a2}}}$

{\ displaystyle \ lambda _ {e} = c \ (t _ {\ matematik {e} 2} -t _ {\ matematik {e} 1})}

{\ displaystyle \ lambda _ {a} = c \ (t _ {\ matematik {a} 2} -t _ {\ matematik {a} 1})}

Her iki maksimumun kapsadığı hareket mesafesi tanım gereği aynıdır. Fotonun çizgi elemanı bütünleştirilirse, şu elde edilir:

{\ displaystyle 0 = \ int _ {t _ {\ matematik {e2}}} ^ {t _ {\ matematik {a2}}} a ^ {- 1} (t) \, {\ matematik {d}} t \; - \ int _ {t _ {\ matematik {e1}}} ^ {t _ {\ matematik {a1}}} a ^ {- 1} (t) \, {\ matematik {d}} t}

Entegrasyon sınırlarını değiştirerek, iki maksimumun emisyonu (absorpsiyon) arasındaki sonsuz küçük aralıkların sonucu:

{\ displaystyle 0 = \ int _ {t _ {\ matematik {a} 1}} ^ {t _ {\ matematik {a} 2}} a ^ {- 1} (t) \, {\ matematik {d} } t \; - \ int _ {t _ {\ matematik {e} 1}} ^ {t _ {\ matematik {e} 2}} a ^ {- 1} (t) \, {\ matematik {d} } t = { \ frac {t _ {\ matematik {a} 2} -t _ {\ matematik {a} 1}} {a (t _ {\ matematik {a} 1})}} - {\ frac { t _ {\ matematik {e} 2} -t _ {\ matematik {e} 1}} {a (t _ {\ matematik {e} 1})}}}

Yukarıda verildiği gibi yayılan ve emilen dalga boylarını kullanarak, oranları elde edilebilir:

{\ displaystyle {\ frac {\ lambda _ {\ matematik {a}}} {\ lambda _ {\ matematik {e}}}} = {\ frac {t _ {\ matematik {a} 2} -t _ { \ matematik {a} 1}} {t _ {\ matematik {e} 2} -t _ {\ matematik {e} 1}}} = {\ frac {a (t _ {\ matematik {a} 1}) } {a (t_ {\ matematik {e} 1})}}}

Son olarak, kozmolojik kırmızıya kayma şu şekilde tanımlanır:

{\ displaystyle z: = {\ frac {\ lambda _ {\ matematik {a}} - \ lambda _ {\ matematik {e}}} {\ lambda _ {\ matematik {e}}}} = {\ frac { a (t _ {\ matematik {a}})} {a (t _ {\ matematik {e}})}} - 1}

Çoğu amaç için absorpsiyon zamanı şimdiki zamanla çakıştığından ve geçerli olduğundan, bu basitleştirilmiş biçimde sonuçlanır: ${\ displaystyle t _ {\ matematik {a}}}$ ${\ görüntü stili t = t_ {0}}$ ${\ displaystyle a (t_ {0}) = 1}$

{\ displaystyle z = {\ frac {1} {a (t)}} - 1}

Tersine, bu , bugünün değerine kıyasla emisyon zamanında doğrudan evrenin ölçek faktörü ile sonuçlanır :

{\ displaystyle a = {\ frac {1} {1 + z}}}

Örneğin, kırmızıya kayan bir galaksi gözlemlerseniz , aldığımız ışık yayıldığında evren, boyutunun yalnızca dörtte biri kadardı. Gözlemcinin bakış açısından, bu galaksideki tüm fiziksel süreçler, art arda yayılan iki foton arasındaki mesafe ve bununla birlikte gözlemciye varışları (kozmolojik zaman genişlemesi) arasındaki mesafe arttıkça bir faktör tarafından yavaşlar . Çok iyi bilinen bir örneği, artan uzantısı olan hafif eğri bir süpernovaların kırmızı kaymanın artışı ile, oluşumu iyi anlaşılmaktadır tip la. ${\ görüntü stili z = 3}$ ${\ görüntü stili 1 + z = 4}$

Ölçüm yöntemleri

Olarak astronomi , kırmızıya kayma olduğunu ölçülen yöntemleri ile spektral analiz ; Bugün, fotoğraf kaydı yerine dijital sayesinde çok daha doğru hale geldiler. Ancak spektral çizgileri iyi yakalayabilmek için galaksilerin belirli bir minimum parlaklığa sahip olması gerekir . Galaksilerin kırmızıya kaymaları , Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması gibi araştırmalar sırasında düzenli olarak yeniden belirlenir.

Yerçekimi kırmızıya kayması, dünya üzerindeki laboratuvar deneylerinde Mössbauer etkisinin yardımıyla gözlemlenebilir (bkz. Pound-Rebka deneyi ).

Ayrıca bakınız

batokromik etki

Edebiyat

Stuart Clark: Kırmızıya kayma. Üniv. Hertfordshire Press, Hatfield 1997, ISBN 0-900458-79-8 .
George B. Field: Kırmızıya kayma tartışması. Addison-Wesley, Redwood 1973, ISBN 0-8053-2512-3 .
Rainer Kayser: Big Bang'in Işığı ve Külleri. ( Memento 16 Eylül 2010 tarihinden itibaren de Internet Archive ). İçinde: Yıldızlar ve Uzay . 2 No'lu Özel Saldırı - Sonu Olmayan Yaratılış. 106–117 (çevrimiçi mpia-hd.mpg.de ).

İnternet linkleri

Commons : Redshift - resimler, videolar ve ses dosyaları içeren albüm

Vikisözlük: redshift - anlam açıklamaları , kelime kökenleri, eş anlamlılar, çeviriler

Bireysel kanıt

^ RJ Nemiroff: II. Yerçekimi İlkeleri ve Matematik. İçinde: Çarpıtmalar Kağıt İlkeleri ve Matematik. Erişim tarihi: 29 Aralık 2020 . ayrıca bkz. Robert J. Nemiroff: Bir nötron yıldızı ve kara deliğin yakınında görsel çarpıtmalar . İçinde: Amerikan Fizik Dergisi . bant
61 , hayır. 7 , 1 Temmuz 1993, s. 619-632 , DOI : 10,1119 / 1,17224 .
↑ Yerçekimi İşbirliği (R. Abuter ve diğerleri): Galaktik merkez büyük kara deliğin yakınındaki S2 yıldızının yörüngesindeki kütleçekimsel kırmızıya kaymanın tespiti. İçinde: Astronomi ve Astrofizik. Cilt 615, 2018, L 15, DOI: 10.1051 / 0004-6361 / 201833718 .
^ VM Slipher: Bulutsuların Spektrografik Gözlemleri. İçinde: Popüler Astronomi. İçinde: Cilt 23. 1915, s. 21-24.
↑ Araştırmacılar evrenin sonuna bakıyorlar. At: stern.de. 20 Ekim 2010.
↑ MD Lehnert ve diğerleri.: Kırmızıya kayma z = 8.6'da bir galaksinin spektroskopik doğrulaması. İçinde: Nature.com. 467, 2010, s. 940-942.
↑ NASA'nın Hubble'ı Evrende Görülen En Uzak Gökada Adayını Buldu. Açık: NASA Hubble Görev Sayfası. 26 Ocak 2011.
↑ RJ Bouwens ve diğerleri: Bir kırmızıya kayma adayı z ≈ 10 galaksi ve bu popülasyonda 500 Myr yaşında hızlı değişimler. İçinde: Nature.com. 469, 2011, s. 504-507.
↑ RJ Bouwens ve diğerleri: HST HUDF09 Verilerinde z˜10 galaksileri arar ve sınırlar. In: Doğa Mektubu için Ek Bilgiler. ( PDF; 731 kB. ( Memento 21 Eylül 2011'den itibaren de Internet Archive ) in:. Nature.com. ).

[1] RJ Nemiroff: II. Yerçekimi İlkeleri ve Matematik. İçinde: Çarpıtmalar Kağıt İlkeleri ve Matematik. Erişim tarihi: 29 Aralık 2020 . ayrıca bkz. Robert J. Nemiroff: Bir nötron yıldızı ve kara deliğin yakınında görsel çarpıtmalar . İçinde: Amerikan Fizik Dergisi . bant
61 , hayır. 7 , 1 Temmuz 1993, s. 619-632 , DOI : 10,1119 / 1,17224 .

[2] Yerçekimi İşbirliği (R. Abuter ve diğerleri): Galaktik merkez büyük kara deliğin yakınındaki S2 yıldızının yörüngesindeki kütleçekimsel kırmızıya kaymanın tespiti. İçinde: Astronomi ve Astrofizik. Cilt 615, 2018, L 15, DOI: 10.1051 / 0004-6361 / 201833718 .

[3] VM Slipher: Bulutsuların Spektrografik Gözlemleri. İçinde: Popüler Astronomi. İçinde: Cilt 23. 1915, s. 21-24.

[4] Araştırmacılar evrenin sonuna bakıyorlar. At: stern.de. 20 Ekim 2010.

[5] MD Lehnert ve diğerleri.: Kırmızıya kayma z = 8.6'da bir galaksinin spektroskopik doğrulaması. İçinde: Nature.com. 467, 2010, s. 940-942.

[6] NASA'nın Hubble'ı Evrende Görülen En Uzak Gökada Adayını Buldu. Açık: NASA Hubble Görev Sayfası. 26 Ocak 2011.

[7] RJ Bouwens ve diğerleri: Bir kırmızıya kayma adayı z ≈ 10 galaksi ve bu popülasyonda 500 Myr yaşında hızlı değişimler. İçinde: Nature.com. 469, 2011, s. 504-507.

[8] RJ Bouwens ve diğerleri: HST HUDF09 Verilerinde z˜10 galaksileri arar ve sınırlar. In: Doğa Mektubu için Ek Bilgiler. ( PDF; 731 kB. ( Memento 21 Eylül 2011'den itibaren de Internet Archive ) in:. Nature.com. ).

Languages