|
|
Большая Советская Энциклопедия (цитаты)
|
|
|
|
|
Красное смещение | Красное смещение (далее К) понижение частот электромагнитного излучения, одно из проявлений Доплера эффекта. Название "К" связано с тем, что в видимой части спектра в результате этого явления линии оказываются смещенными к его красному концу; К наблюдается и в излучениях любых др. частот, например в радиодиапазоне. Противоположный эффект, связанный с повышением частот, называется синим (или фиолетовым) смещением. Чаще всего термин "К" используется для обозначения двух явлений - космологическое К и гравитационное К
Космологическим (метагалактическим) К называют наблюдаемое для всех далеких источников (галактик, квазаров) понижение частот излучения, свидетельствующее об удалении этих источников друг от друга и, в частности, от нашей Галактики, т. е. о нестационарности (расширении) Метагалактики. К для галактик было обнаружено американским астрономом В. Слайфером в 1912-14; в 1929 Э. Хаббл открыл, что К для далеких галактик больше, чем для близких, и возрастает приблизительно пропорционально расстоянию (закон К, или закон Хаббла). Предлагались различные объяснения наблюдаемого смещения спектральных линий. Такова, например, гипотеза о распаде световых квантов за время, составляющее миллионы и миллиарды лет, в течение которого свет далеких источников достигает земного наблюдателя; согласно этой гипотезе, при распаде уменьшается энергия, с чем связано и изменение частоты излучения. Однако эта гипотеза не подтверждается наблюдениями. В частности, К в разных участках спектра одного и того же источника, в рамках гипотезы, должно быть различным. Между тем все данные наблюдений свидетельствуют о том, что К не зависит от частоты, относительное изменение частоты z = (n0- n)/n0 совершенно одинаково для всех частот излучения не только в оптическом, но и в радиодиапазоне данного источника (n0 - частота некоторой линии спектра источника, n - частота той же линии, регистрируемая приемником; n<n0). Такое изменение частоты - характерное свойство доплеровского смещения и фактически исключает все др. истолкования К
В относительности теории доплеровское К рассматривается как результат замедления течения времени в движущейся системе отсчета (эффект специальной теории относительности). Если скорость системы источника относительно системы приемника составляет u (в случае метагалактич. К u - это лучевая скорость), то
 (c - скорость света в вакууме) и по наблюдаемому К легко определить лучевую скорость источника:  . Из этого уравнения следует, что при z ® ¥ скорость v приближается к скорости света, оставаясь всегда меньше ее (v < с). При скорости v, намного меньшей скорости света (u << с), формула упрощается: u " cz. Закон Хаббла в этом случае записывается в форме u = cz = Hr (r - расстояние, Н - постоянная Хаббла). Для определения расстояний до внегалактических объектов по этой формуле нужно знать численное значение постоянной Хаббла Н. Знание этой постоянной очень важно и для космологии: с ней связан т. н. возраст Вселенной.
Вплоть до 50-х гг. 20 в. внегалактические расстояния (измерение которых связано, естественно, с большими трудностями) сильно занижались, в связи с чем значение Н, определенное по этим расстояниям, получилось сильно завышенным. В начале 70-х гг. 20 в. для постоянной Хаббла принято значение Н = 53 ± 5 (км/сек)/Мгпс, обратная величина Т = 1/Н = 18 млрд. лет.
Фотографирование спектров слабых (далеких) источников для измерения К, даже при использовании наиболее крупных инструментов и чувствительных фотопластинок, требует благоприятных условий наблюдений и длительных экспозиций. Для галактик уверенно измеряются смещения z " 0,2, соответствующие скорости u " 60 000 км/сек и расстоянию свыше 1 млрд. пс. При таких скоростях и расстояниях закон Хаббла применим в простейшей форме (погрешность порядка 10%, т. е. такая же, как погрешность определения Н). Квазары в среднем в сто раз ярче галактик и, следовательно, могут наблюдаться на расстояниях в десять раз больших (если пространство евклидово). Для квазаров действительно регистрируются z " 2 и больше. При смещениях z = 2 скорость u " 0,8×с = 240 000 км/сек. При таких скоростях уже сказываются специфические космологические эффекты - нестационарность и кривизна пространства - времени; в частности, становится неприменимым понятие единого однозначного расстояния (одно из расстояний - расстояние по К - составляет здесь, очевидно, r= ulH = 4,5 млрд. пс). К свидетельствует о расширении всей доступной наблюдениям части Вселенной; это явление обычно называется расширением (астрономической) Вселенной.
Гравитационное К является следствием замедления темпа времени и обусловлено гравитационным полем (эффект общей теории относительности). Это явление (называется также эффектом Эйнштейна, обобщенным эффектом Доплера) было предсказано А. Эйнштейном в 1911, наблюдалось начиная с 1919 сначала в излучении Солнца, а затем и некоторых др. звезд. Гравитационное К принято характеризовать условной скоростью u, вычисляемой формально по тем же формулам, что и в случаях космологического К Значения условной скорости: для Солнца u = 0,6 км/сек, для плотной звезды Сириус В u = 20 км/сек. В 1959 впервые удалось измерить К, обусловленное гравитационным полем Земли, которое очень мало: u = 7,5×10-5см/ сек (см. Мессбауэра эффект). В некоторых случаях (например, при коллапсе гравитационном) должно наблюдаться К обоих типов (в виде суммарного эффекта).
Лит.: Ландау Л. Д., Лифшиц Е. М., Теория поля, 4 изд., М., 1962, § 89, 107; Наблюдательные основы космологии, пер. с англ., М., 1965.
Г. И. Наан. |
Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска
|
|
 |
 |
 |
|
