Deplasare spre roșu

Liniile de absorbţie din spectrul optic al unui supercluster de galaxii îndepărtate (dreapta), prin comparaţie cu liniile de absorbţie din spectrul optic al Soarelui (stânga). Săgeţile indică deplasarea spre roşu. Lungmea de undă creşte în sus, spre roşu şi dincolo de acesta (frecvenţa scade).
Deplasarea spre roşu şi deplasarea spre albastru

În fizică şi astronomie, deplasarea spre roşu are loc când radiaţia electromagnetică—de regulă lumina vizibilă—emisă sau reflectată de un obiect este deplasată spre domeniul de energie mică (roşu) al spectrului electromagnetic din cauza efectului Doppler sau a altor efecte gravitaţionale. În genereal, deplasarea spre roşu se defineşte ca fiind o creştere a lungimii de undă a radiaţiei electromagnetice receptată de un detector în comparaţie cu lungimea de undă emisă de sursă. Această creştere a lungimii de undă corespunde unei scăderi a frecvenţei radiaţiei electromagnetice.

Orice creştere a lungimii de undă se numeşte „deplasare spre roşu”, chiar dacă are loc în în spectrul invizibil al radiaţiilor electromagnetice, cum ar fi radiaţii gamma, radiaţii X şi ultraviolete. Această denumire poate fi derutantă deoarece, pentru lungimi de undă mai mari decât ale luminii roşii (de exemplu, infraroşii, microunde şi unde radio), deplasarea spre roşu duce radiaţia în direcţia opusă faţă de lumina roşie.

O deplasare spre roşu observată şi datorată efectului Doppler are loc atunci când sursa de lumină se îndepărtează de observator, analog deplasării Doppler care modifică frecvenţa percepută a undelor sonore emise de sursele ce se îndepărtează de observator. Deşi observarea acestor deplasări spre roşu are mai multe aplicaţii terestre (de exemplu, radarul Doppler şi radarele auto),[1] astrofizica spectroscopică utilizează deplasările Doppler spre roşu pentru a determina mişcarea relativă faţă de Pământ a obiectelor astronomice îndepărtate.[2]

O formulă a deplasării spre roşu relativistă (şi aproximarea sa newtoniană) se utilizează atunci când spaţiul-timp este izotrop. Atunci când devin importante efectele gravitaţionale, deplasarea spre roşu trebuie calculată folosind teoria relativităţii generale. Două formule importante pentru cazuri speciale sunt aşa-numita formulă a deplasării spre roşu gravitaţionale, care se aplică oricărui câmp gravitaţional staţionar (adică invariant în timp), şi formula deplasării spre roşu cosmologice care se aplică universului în expansiune din cosmologia Big Bang.[3]

Deplasările spre roşu relativiste, gravitaţionale şi cosmologice pot fi înţelese din perspectiva legilor transformării sistemelor de referinţă. Există şi alte procese fizice ce pot conduce la modificarea frecvenţei radiaţiei electromagnetice şi care nu sunt în general denumite „deplasări spre roşu”, inclusiv împrăştierea şi efectele optice.

Istorie

Istoria subiectului a început cu dezvoltarea în secolul al XIX-lea a mecanicii undelor şi cu explorarea diverselor fenomene asociate cu efectul Doppler. Acest efect poartă numele lui Christian Andreas Doppler, care a oferit prima explicaţie fizică cunoscută a fenomenului în 1842.[4] Ipoteza a fost verificată şi confirmată pentru undele sonore de către omul de ştiinţă olandez Christoph Hendrik Diederik Buys Ballot în 1845.[5] Doppler a prezis corect că fenomenul trebuie să se aplice tuturor undelor, şi în particular a sugerat că variaţia culorilor stelelor ar putea fi atribuită mişcării lor în raport cu Pământul.[6] Deşi această presupunere s-a dovedit incorectă (culorile stelelor sunt dependente de temperatura de la suprafaţa acestora, şi nu de mişcarea lor), s-a dovedit ulterior că există şi un astfel de efect.

Prima deplasare spre roşu Doppler a fost descrisă în 1848 de fizicianul francez Armand-Hippolyte-Louis Fizeau, care a arătat că deplasarea liniilor spectrale observabilă la stele se datorează efectului Doppler. În 1868, astronomul britanic William Huggins a fost primul care a calculat prin această metodă viteza cu care o stea se îndepărtează de Pământ.[7]

În 1871, a fost confirmată deplasarea optică spre roşu când fenomenul a fost observat la liniile Fraunhofer pentru rotaţia solară, constatându-se deplasrea spre roşu ale acestora cu aproximativ 0,1 Å.[8] În 1901 Aristarh Belopolski a verificat deplasarea optică spre roşu în laborator cu ajutorul unui sistem de oglinzi rotative.[9]

Prima apariţie a termenului „deplasare spre roşu” a fost în 1908, când astronomul american Walter S. Adams menţiona „Două metode de cercetare a acelei naturi a deplasării spre roşu nebulare”.[10]

Începând cu observaţiile din 1912, Vesto Slipher a descoperit că majoritatea nebuloaselor spirale prezentau deplasări spre roşu considerabile.[11] Ulterior, Edwin Hubble a descoperit o relaţie aproximativă între deplasarea spre roşu a unor astfel de „nebuloase” (despre care nu se ştia încă faptul că sunt de fapt galaxii) şi distanţa până la ele cu formularea legii care îi poartă numele.[12] Aceste observaţii, coroborate cu lucrările lui Alexander Friedman din 1922 în care a calculat celebrele sale ecuaţii,[13] sunt astăzi considerate dovezi puternice ale expansiunii universului şi ale teoriei Big Bang.[14]

Măsurare şi interpretare

Spectrul luminii care provine dintr-o singură sursă se poate măsura. Pentru a determina deplasarea spre roşu, se identifică în spectru caracteristici cum ar fi liniile spectrale, linii de emisie, sau alte variaţii remarcabile ale intensităţii luminii. Dacă acestea sunt găsite, ele se pot compara cu caracteristicile similare din spectrul de emisie sau absorbţie ai diferiţilor compuşi chimici detectabili şi măsurabili în experimente de laborator. Un element atomic foarte frecvent întâlnit în spaţiu este hidrogenul. Spectrul luminii iniţial lipsită de caracteristici şi trecută prin hidrogen prezintă un spectru specific acestui element cu caracteristici la intervale regulate. Dacă observaţia se limitează la liniile de absorbţie, rezultatul ar fi similar cu ilustraţia din dreapta-sus. Dacă se observă aceaşi structură de intervale dintre liniile spectrale dar cu un decalaj constant al lungimilor de undă într-un spectru observat la o sursă îndepărtată, atunci acel spectru se poate identifica tot cu al hidrogenului. Dacă se identifică aceeaşi linie spectrală în ambele spectre dar la lungimi de undă diferite, atunci se poate calcula deplasarea spre roşu cu formulele din tabelul de mai jos. Determinarea deplasării spre roşu a unui obiect în acest fel necesită o gamă de frecvenţe sau de lungimi de undă. Pentru a calcula deplasarea spre roşu pentru un spectru fără caracteristici identificabili, trebuie să se cunoască lungimea de undă a luminii emise în sistemul de referinţă în care sursa este în repaus, cu alte cuvinte, lungimea de undă ce ar fi măsurată de un observator aflat în mişcare solidar cu sursa (într-un sistem de referinţă propriu). Cum în aplicaţiile astronomice, această măsurătoare nu se poate efectua direct, se foloseşte în schimb metoda cu linii spectrale descrisă aici. Deplasările spre roşu nu se pot calcula pentru caracteristicile neidentificate ale căror frecvenţă în sistem de referinţă propriu nu se cunoaşte, sau cu un spectru lipsit de caracteristici sau cu zgomot alb (fluctuaţii aleatoare într-un spectru).[15]

Deplasarea spre roşu (şi cea spre albastru) pot fi caracterizate prin diferenţa relativă dintre lungimile de undă (sau frecvenţele) emise şi cele observate ale unui obiect. În astronomie, se obişnuieşte ca această cantitate adimensională să fie denumită z. Dacă λ reprezintă lungimea de undă, şi f reprezintă frecvenţa (atenţie, λf = c unde c este viteza luminii), atunci z se defineşte prin ecuaţiile:

Calculul deplasării spre roşu,
Pe baza lungimii de undă Pe baza frecvenţei

După ce se măsoară z, distincţia dintre deplasarea spre roşu şi cea spre albastru este doar o chestiune de semn al lui z. De exemplu, deplasarea spre albastru cauzată de efectul Doppler (z < 0) se asociază cu obiecte ce se apropie de observator şi cu deplasarea spectrului luminii spre energii mai mari. Analog, deplasarea spre roşu cauzată de efectul Doppler (z > 0) se asociază cu obiecte ce se îndepărtează de observator şi cu deplasarea spectrului luminii spre energii mai mici. Tot astfel, deplasările spre albastru gravitaţionale se asociază cu lumina emisă dintr-o sursă aflată într-un câmp gravitaţional mai slab observat în cadrul unui câmp gravitaţional mai puternic, iar deplasarea spre roşu gravitaţională implică circumstanţe inverse.

Formulele deplasării spre roşu

În teoria relativităţii generale, se pot calcula formule pentru cazuri particulare importante ale deplasării spre roşu în anumite geometrii particulare ale spaţiu-timpului, aşa cum rezumă următorul tabel. În toate cazurile, modulul deplasării (z) este independent de lungimea de undă.[2]

Efectul Doppler, o sferă galbenă (lungime de undă ~575 nm) pare verzuie (deplasată spre albastru la o lungime de undă de ~565 nm) când se apropie de observator, devine portocalie (deplasată spre roşu la ~585 nm lungime de undă) în momentul trecerii, şi redevine galbenă când mişcarea încetează. Pentru a observa o astfel de schimbare a culorii, obiectul ar trebui să se deplaseze cu aproximativ 5200 km/s, sau de aproximativ 75 de ori mai rapid decât recordul de viteză al celei mai rapide sonde spaţiale artificiale.
Rezumat al deplasării spre roşu
Tip de deplasare spre roşu Geometrie Formulă[16]
Doppler relativist Spaţiu Minkowski (spaţiu-timp izotrop)
( pentru mic)
Deplasarea cosmologică spre roşu spaţiu-timp FLRW (univers Big Bang în extindere)
Deplasarea gravitaţională spre roşu orice spaţiu-timp staţionar (de ex. geometria Schwarzschild)
(pentru geometria Schwarzschild, )

Efectul Doppler

Dacă o sursă de lumină se îndepărtează de observator, atunci are loc deplasarea spre roşu (z > 0); dacă sursa se apropie de observator, atunci are loc deplasarea spre albastru (z < 0). Aceasta este valabilă pentru toate undele electromagnetice şi este explicată de efectul Doppler. Ca o consecinţă, acest tip de deplasare spre roşu se numeşte deplasare Doppler spre roşu. Dacă sursa se îndepărtează de observator cu viteza v, atunci, ignorând efectele relativiste, deplasarea spre roşu este dată de formula

    (Cum )

unde c este viteza luminii. În cazul efectului Doppler clasic, frecvenţa sursei nu se modifică, iar mişcarea recesională cauzează iluzia de frecvenţă mai mică.

Efectul Doppler relativist

O tratare mai completă a deplasării Doppler spre roşu impune luarea în calcul a efectelor relativiste asociate cu mişcarea surselor cu viteze apropiate de viteza luminii. Pe scurt, obiectele ce se apropie de viteza luminii vor suferi deviaţii de la formula de mai sus din cauza dilatării spaţiu-timpului din teoria relativităţii restrânse, deviaţii care pot fi corectate prin introducerea factorului Lorentz γ în formula efectului Doppler clasic după cum urmează:

Acest fenomen a fost observat pentru prima oară într-un experiment efectuat în 1938 de Herbert E. Ives şi de G.R. Stilwell şi numit experimentul Ives-Stilwell.[17]

Cum factorul Lorentz depinde doar de modulul vitezei, acesta determină ca deplasarea spre roşu asociată corecţiei relativiste să fie independentă de orientarea mişcării sursei. Spre deosebire de aceasta, partea clasică a formulei depinde de proiecţia mişcării sursei pe linia de privire, ceea ce dă rezultate diferite pentru orientări diferite. În consecinţă, pentru un obiect ce se mişcă într-un unghi de θ faţă de observator (unghiul zero este cel ce se îndepărtează direct de observator), forma completă a efectului Doppler relativist devine:

şi pentru mişcare doar de-a lungul liniei de privire (θ = 0°), ecuaţia se reduce la:

Pentru cazul special al sursei în mişcare la unghiuri drepte (θ = 90°) faţă de detector, deplasarea relativistă este cunoscută sub numele de deplasarea spre roşu transversală, şi se măsoară o deplasare:

deşi obiectul nu se îndepărtează de observator. Chiar dacă sursa se îndreaptă spre observator, dacă există o componentă transversală a mişcării, atunci există o viteză la care dilatarea temporală anulează deplasarea spre albastru şi la viteze mai mari de apropiere a sursei, lumina acesteia va fi deplasată spre roşu în loc de albastru.[18]

Diverse viteze de îndepărtare posibile şi funcţiile de deplasare spre roşu corespunzătoare lor inclusiv relaţia liniară v = cz; diverse forme posibile din teoriile expansiunii cosmologicale legate de relativitatea generală; şi o curbă ce nu permite viteze mai mari decât a luminii în conformitatea cu relativitatea restrânsă. Toate curbele sunt liniare la deplasări mici.[19]

Expansiunea spaţiului

În prima parte a secolului al XX-lea, Slipher, Hubble şi alţii au efectuat primele măsurători ale deplasărilor spre roşu şi albastru ale galaxiilor de dincolo de Calea Lactee. Iniţial, ei au interpretat aceste deplasări ca fiind datorate doar efectului Doppler, dar ulterior Hubble a descoperit o oarecare corelaţie între creşterea deplasării spre roşu şi distanţa faţă de galaxii. Teoreticienii au realizat aproape imediat că aceste observaţii pot fi explicate şi printr-un alt mecanism de producere a deplasării spre roşu. Legea lui Hubble a corelaţiei între deplasarea spre roşu şi distanţă stă la baza modelelor cosmologice calculate din relativitatea generală şi care prezintă o expansiune metrică a spaţiului.[14] Ca rezultat, fotonii propagaţi prin spaţiul în extindere sunt „întinşi”, creând o deplasare cosmologică spre roşu. Aceasta diferă de deplasarea dată de efectul Doppler şi descrisă mai sus prin aceea că diferenţa de viteză (respectiv transformarea Lorentz) dintre sursă şi observator nu se datorează transferului clasic de impuls şi energie, şi că fotonii au o lungime de undă crescută şi deci se deplasează spre roşu din cauză că spaţiul prin care se deplasează ei se extinde.[20] Consecinţele observaţionale ale acestui efect pot fi calculate folosind ecuaţiile din teoria relativităţii generale care descriu un univers omogen şi izotrop.

Pentru calculul efectului de deplasare spre roşu, se foloseşte ecuaţia geodezicii pentru o undă de lumină, adică

unde

  • este elementul linie (Lorentzianul)
  • este intervalul de timp
  • este intervalul spaţial
  • este viteza luminii
  • este factorul de scalare cosmic, dependent de timp sau factorul de scalare Robertson-Walker
  • este curbura pe unitatea de arie.

Pentru un observator ce priveşte vârful unei unde luminoase la o poziţie şi la un moment de timp , vârful undei luminoase a fost emis la un moment în trecut şi la o poziţie aflată la o distanţă . Integrând pe calea parcursă de undă în spaţiu şi în timp se obţine:

În general, lungimea de undă a luminii nu este aceeaşi pentru cele două poziţii şi momente considerate din cauza schimbării proprietăţilor metricii. Când unda a fost emisă, ea avea o lungime de undă de . Următorul maxim al undei luminoase a fost emis la un moment

Observatorul vede următorul maxim al undei luminoase observate cu o lungime de undă care soseşte la un moment de timp

Deoarece al doilea maxim este din nou emis de la şi este observat la , se poate scrie următoarea ecuaţie:

Părţile din dreapta celor două ecuaţii integrale de mai sus sunt identice, ceea ce înseamnă că

sau, analog,

Pentru variaţii foarte mici ale timpului (de-a lungul unui ciclu al undei luminoase) factorul de scalare este în esenţă o constantă ( astăzi şi anterior). De aici

ceea ce se poate scrie sub forma

Folosind definiţia deplasării spre roşu dată mai sus, se obţineecuaţia

Într-un univers în expansiune, cum este cel în care existăm, factorul de scalare este monoton crescător în timp, şi deci, z este pozitiv, iar galaxiile îndepărtate apar deplasate spre roşu. Acest tip de deplasare spre roşu se numeşte deplasare cosmologică spre roşu sau deplasare Hubble. Dacă universul s-ar fi contractat în loc să se extindă, am vedea galaxiile îndepărtate deplasate spre albastru cu o cantitate proporţională cu distanţa până la ele.[21]

Aceste galaxii nu se îndepărtează doar ca viteză fizică; mai mult, spaţiul dintre ele se lărgeşte, ceea ce explică izotropia pe scară mare a efectului, cerută de principiul cosmologic.[22] Pentru deplasări cosmologice spre roşu de z < 0,01 efectele expansiunii spaţiu-timpului sunt minime şi deplasările cosmologice spre roşu pot fi dominate de alte deplasări Doppler şi deplasări spre albastru adiţionale cauzate de mişcările relative ciudate ale galaxiilor.[23] Diferenţa dintre viteza fizică şi expansiunea spaţiului se pot ilustra cu ajutorul modelului universului ca foaie de cauciuc, o analogie cosmologică adesea utilizată pentru a descrie expansiunea spaţiului. Dacă două obiecte sunt reprezentate de nişte bile metalice şi spaţiu-timpul de o suprafaţă de cauciuc, efectul Doppler este cauzat de mişcarea bilelor pe suprafaţă pentru a crea mişcare ciudată. Deplasarea cosmologică spre roşu are loc atunci când bilele se sprijină pe suprafaţă şi aceasta este întinsă. (Evident, modelul prezintă probleme dimensionale, deoarece bilele trebuie să fie în suprafaţa de cauciuc, iar deplasarea cosmologică produce viteze mai mari decât produce efectul Doppler dacă distanţa între două obiecte este suficient de mare.)

Utilizând un model al expansiunii universului, deplasarea spre roşu poate fi legată de vârsta unui obiect observat, aşa-numita relaţie timp cosmic–deplasare spre roşu. Se notează raportul de densitate ca Ω0:

Două surse diferite de deplasare spre roşu: Sus, deplasare Doppler: steaua care se mişcă spre stânga emite lumină deplasată spre albastru în direcţia antenei de care se apropie steaua, şi deplasată spre roşu în direcţia antenei de care se îndepărtează. Centru şi jos: expansiune cosmologică: Distanţa dintre steaua emiţătoare şi ambele antene creşte pe măsură ce lumina se propagă, crescând lungimea de undă a luminii văzute de ambele antene. Cele două imagini arată propagarea luminii în două perioade: în centru, la momentul emisiei, lungimea de undă este scurtă, iar în imaginea de jos la momentul receptării lungimea de undă a crescut odată cu expansiunea spaţiului. După Koupelis & Kuhn.[24] O interpretare prea literală acestei figuri poate fi derutantă.[25] În particular, imaginea cu deplasarea Doppler se vede dintr-un singur sistem inerţial, cel al celor două antene. Imaginile cu expansiunea cosmologică sunt o concatenare de sisteme de referinţă inerţiale locale aflate în spaţiul dintre diferite obiecte local staţionare.[26]

unde ρcrit este densitatea critică ce demarcă un univers care în cele din urmă se strânge de unul care se extinde. Această densitate este aproximativ de trei atomi de hidrogen pe mia de litri de spaţiu.[27] La deplasări spre roşu mari, rezultă:

unde H0 = astăzi constanta Hubble, şi z = deplasarea spre roşu.[28][29][30]

Deplasarea spre roşu a galaxiilor include atât o componentă legată de viteza de îndepărtare provenită din expansiunea universului, cât şi o componentă legată de deplasarea Doppler. Deplasarea spre roşu cauzată de expansiunea universului depinde de viteza de îndepărtare într-o manieră determinată de modelul cosmologic ales pentru a descrie expansiunea universului, ceea ce diferă foarte mult de felul în care deplasarea Doppler depinde de viteza locală.[31] Descriind originea deplasării spre roşu în expansiunea cosmologică, Harrison spune: „Lumina pleacă de la o galaxie aflată în repaus în regiunea sa de spaţiu, şi este în cele din urmă primită de observatori în repaus în regiunea lor locală de spaţiu. Între galaxie şi observator, lumina se deplasează prin regiuni vaste de spaţiu aflat în expansiune. Ca rezultat, toate lungimile de undă ale luminii sunt „întinse” de expansiunea spaţiului. Pur şi simplu.” Vezi Harrison, p. 315.[20] „Creşterea de lungime de undă de la emisia la absorbţia luminii nu depinde de viteza de modificare a lui a(t) [aici a(t) este factorul de scalare Robertson-Walker] la momentele emisiei şi absorbţiei, ci de creşterea lui a(t) de-a lungul întregii perioade de la emisie la absorbţie.”[32]

Cu toate acestea, literatura populară utilizează adesea expresia „deplasare Doppler spre roşu” în loc de „deplasare cosmologică spre roşu” pentru a descrie deplasarea spre roşu a galaxiilor cauzată de expansiunea spaţiu-timpului, în pofida faptului că deplasarea spre roşu nu se calculează folosind ecuaţia Doppler relativistă.[33] În particular, deplasarea Doppler spre roşu este limitată de teoria relativităţii restrânse; astfel, aici v > c este imposibil în timp ce v > c este posibil în cazul deplasării cosmologice spre roşu deoarece spaţiul care separă obiectele (de exemplu, un quasar de Pământ) se pot extinde mai rapid decât viteza luminii.[34] Dintr-un punct de vedere mai matematic, ideea că „galaxiile îndepărtate se îndepărtează şi mai mult” şi cea că „spaţiul dintre galaxii se extinde” sunt legate de schimbarea sistemelor de coordonate. Exprimarea precisă a acestora impune lucrul cu matematica metricii Friedmann-Robertson-Walker.[35]

Deplasare spre roşu gravitaţională

În teoria relativităţii generale, există o dilatare temporală într-o groapă gravitaţională. Aceasta este cunoscută ca Deplasare spre roşu gravitaţională sau deplasare Einstein.[36] Calculul teoretic al acestui efect rezultă din soluţia Schwarzschild a ecuaţiilor lui Einstein care dau următoarea formulă a deplasării spre roşu asociate cu deplasarea unui foton în câmpul gravitaţional al unei mase sferic simetrice neîncărcată electric, fără mişcare de rotaţie:

unde

Acest rezultat al deplasării spre roşu gravitaţionale poate fi calculat din presupunerile relativităţii restrânse şi din principiul de echivalenţă; întreaga teorie a relativităţii generale nu este necesară.[37]

Efectul este foarte mic, dar măsurabil pe Pământ folosind efectul Mössbauer şi a fost observat pentru prima oară în experimentul Pound-Rebka.[38] Acest efect este însă semnificativ doar în apropierea unei găuri negre, şi pe măsură ce un obiect se apropie de orizontul evenimentelor deplasarea spre roşu devine infinită. El este şi cauza dominantă a fluctuaţiilor de temperatură pe scară unghiulară mare în radiaţia cosmică de fundal (efectul Sachs-Wolfe).[39]

Observaţii în astronomie

Deplasarea spre roşu observată în astronomie se poate măsura fiindcă spectrelor de emisie şi de absorbţie ale atomilor sunt distinctive şi bine cunoscute, calibrate din expreimentele spectroscopice efectuate în laboratoarele de pe Pământ. Când se măsoară deplasarea spre roşu a diverselor linii de emisie şi absorbţie ale unui singur obiect astronomic, z rezultă a fi remarcabil de constant. Deşi obiectele îndepărtate pot fi uşor neclare şi cu liniile lărgite, aceasta se poate explica doar prin mişcarea termică sau mecanică a sursei. Din aceste motive, consensul între astronomi este că deplasările spre roşu pe care le observă se datorează unei combinaţii de trei forme stabilite de deplasare spre roşu. Ipotezele şi explicaţiile alternative ale deplasării spre roşu, cum ar fi lumina obosită nu sunt în general considerate plauzibile.[40]

Spectroscopia, ca măsură, este considerabil mai dificilă decât simpla fotometrie, care măsoară strălucirea obiectelor astronomice prin anumite filtre.[41] Când sunt disponibile doar date fotometrice (de exemplu, Hubble Deep Field şi Hubble Ultra Deep Field), astronomii se bazează pe o tehnică de măsurare a deplasării fotometrice spre roşu.[42] Deoarece filtrul este sensibil la o gamă de lungimi de undă şi deoarece tehnica se bazează pe multe presupuneri asupra naturii spectrului sursei de lumină, erorile pentru acest gen de măsurători pot fi de până la δz = 0,5, şi ele sunt mult mai nesigure decât cele spectroscopice.[43] Fotometria, însă, permite cel puţin o caracterizare calitativă a deplasării spre roşu. De exemplu, dacă un spectru similar cu cel solar ar avea o deplasare spre roşu de z = 1, el ar fi cel mai strălucitor în infraroşu decât în zona galben-verde de culoare a spectrului vizibil asociată cu maximul spectrului său de corp negru, şi intensitatea luminii va fi redusă în filtru cu un factor de doi (1+z).[44]

Observaţii locale

Fișier:LASCO C1a.png
O imagine a coroanei splare efectuată cu coronagraful LASCO C1. Imaginea codifică în culori deplasarea Doppler a liniei FeXIV 5308 Å, cauzată de viteza plasmei din coroana solară în raport cu satelitul.

La obiectele apropiate (din galaxia Calea Lactee) deplasările spre roşu observate sunt aproape întotdeauna în legătură cu vitezele de-a lungul direcţiei privirii. Observaţiile acestor deplasări spre roşu şi spre albastru au permis astronomilor sa măsoare vitezele şi să parametrizeze masele stelelor ce orbitează alte stele în sistemele binare spectroscopice, metodă utilizată pentru prima oară în 1868 de astronomul britanic William Huggins.[7] Analog, deplasările spre roşu şi spre albastru mici detectate în măsurătorile spectroscopice ale unor stele individuale sunt una din modurile în care astronomii au reuşit să diagnosticheze şi să măsoare prezenţa şi caracteristicile sistemelor planetare din jurul altor stele.[45] Măsurătorile deplasărilor spre roşu în detaliu fin sunt utilizate în helioseismologie pentru determinarea cu exactitate a mişcărilor fotosferei Soarelui.[46] Deplasările spre roşu au fost folosite şi pentru a realiza prima măsurătoare a ritmului de rotaţie al planetelor,[47] vitezele norilor interstelari,[48] rotaţia galaxiilor,[2] şi dinamica acreţiei pe stelele neutronice şi găurile negre ce prezintă deplasări spre roşu Doppler şi gravitaţionale.[49] În plus, se pot obţine temperaturile diverselor obiecte care emit şi absorb lumină măsurând lărgirea Doppler — deplasări spre roşu sau spre albastru pe o singură linie de emisie sau de absorbţie.[50] Măsurând lărgirea şi deplasarea liniei hidrogenului de 21 cm în direcţii diferite, astronomii au reuşit să măsoare vitezele de îndepărtare ale gazului interstelar, care la rândul său relevă curba de rotaţie a Căii Lactee.[2] Au fost efectuate măsurători similare şi la alte galaxii, cum ar fi Andromeda.[2] Ca unealtă de diagnosticare, măsurătorile deplasării spre roşu reprezintă un adintre cele mai importante măsurări spectroscopice din astronomie.

Observaţii extragalactice

Cele mai îndepărtate obiecte prezintă deplasări spre roşu mai pronunţate, corespunzător legii lui Hubble. Cea mai mare deplasare spre roşu observată, corespunzătoare celei mai mari distanţe în spaţiu şi celui mai îndepărtat moment de timp de emisie, este cel al radiaţiei cosmice de fundal; valoarea numerică a deplasării sale spre roşu este de aproximativ z = 1089 (z = 0 corespunde prezentului), şi arată starea Universului cu aproximativ 13,7 miliarde de ani în urmă, la 379.000 de ani după primele momente ale Big Bangului.[51]

Centrele luminoase şi punctiforme ale quasarilor au fost primele obiecte cu deplasare mare spre roşu () descoperite înainte ca îmbunătăţirea telescoapelor să permită descoperirea galaxiilor cu deplasări mari.

Pentru galaxii din afara Grupului Local şi a clusterului Fecioarei din apropiere, la distanţe de maxim câţiva megaparseci, deplasarea spre roşu este aproximativ proporţională cu distanţa până la galaxie. Această corelaţie a fost observată pentru prima oară de Edwin Hubble şi este cunoscută sub numele de legea lui Hubble. Vesto Slipher a fost primul care a descoperit deplasări spre roşu ale galaxiilor, în preajma anului 1912, în vreme ce Hubble a corelat măsurătorile lui Slipher cu distanţele pe care le-a măsurat prin alte mijloace pentru a-şi formula legea. În modelul cosmologic larg acceptat bazat pe teoria relativităţii generale, deplasarea spre roşu este în mare parte rezultatul expansiunii spaţiului, ceea ce înseamnă că, cu cât o galaxie este mai îndepărtată, cu atât mai mult s-a extins spaţiul dintre ea şi Pământ din momentul când lumina a plecat de la galaxie, deci cu cât s-a „întins” mai mult lumina, cu atât mai deplasată spre roşu este lumina receptată de noi, şi deci cu atât mai rapid pare ea că se îndepărtează. Legea lui Hubble rezultă parţial din principiul copernican.[22] Deoarece de regulă nu se ştie cât de luminoase sunt obiectele, măsurarea deplasării spre roşu este mai simplă decât măsurătorile directe ale distanţei, deci deplasarea spre roşu este uneori convertită în practică într-o distanţă brută folosind legea lui Hubble.

Interacţiunile gravitaţionale ale galaxiilor şi clusterelor determină o împrăştiere semnificativă a punctelor de pe diagrama lui Hubble. Vitezele galaxiilor se suprapun peste o urmă a masei obiectelor virializate din univers. Acest efect conduce la fenomene cum ar fi deplasarea spre albastru a galaxiilor apropiate (cum ar fi galaxia Andromeda) în căderea spre un baricentru comun, şi şabloane de deplasări spre roşu ale unor clustere ce prezintă efectul Degetele lui Dumnezeu datorat împrăştierii vitezelor ciudate într-o distribuţie aproximativ sferică.[22] Această componentă dă o şansă de a măsura masele obiectelor independent de raportul masă-lumină (raportul dintre masa unei galaxii exprimată în mase solare şi luminozitatea sa în luminozităţi solare), un instrument important de măsurare a materiei întunecate.[52]

Relaţia liniară a legii lui Hubble între distanţă şi deplasarea spre roşu presupune că viteza de expansiune a universului ar fi constantă. Când universul era mult mai tânăr, însă, viteza de expansiune, şi astfel şi „constanta” lui Hubble, erau mai mari decât astăzi. Atunci, pentru galaxiile îndepărtate, a căror lumină călătoreşte spre noi de mult mai mult timp, aproximarea vitezei constante de expansiune dă greş, iar legea lui Hubble devine o relaţie integrală neliniară dependentă de istoria vitezei de expansiune de la emisia luminii de la galaxia în chestiune. Observarea relaţiei distanţă-deplasare spre roşu se poate, astfel, folosi pentru a determina istoria expansiunii universului şi deci conţinutul său de materie şi energie.

S-a crezut multă vreme că viteza de expansiune a scăzut continuu de la Big Bang, dar observaţiile recente asupra relaţiei distanţă-deplasare spre roşu la supernovele de tip Ia au sugerat că în vremuri relativ recente viteza de expansiune a universului a început să crească.

Cele mai mari deplasări spre roşu

În prezent, obiectele cu cele mai mari deplasări spre roşu cunoscute sunt galaxiile şi obiectele ce produc explozii de radiaţii gamma. Cele mai sigure date despre deplasarea spre roşu sunt cele spectroscopice, şi cea mai mare deplasare spre roşu confirmată spectroscopic la o galaxie este cea a lui IOK-1,[53] cu o deplasare de z = 6,96. Mai puţin sigure sunt deplasările Lyman, dintre care cea mai mare o are galaxia A1689-zD1 cu z = 7,6[54] cea de pe locul doi având [55] iar rapoartele neconfirmate ale lui Ellis R. et al. dintr-o lentilă gravitaţională observate la un cluster îndepărtat de galaxii poate indica o galaxie cu o deplasare spre roşu de .

Cea mai îndepărtată explozie de radiaţii gamma observată a fost GRB 090423, cu o deplasare spre roşu de 8,2.[56]

Cel mai îndepărtat quasar cunoscut, CFHQS J2329-0301, se află la .[57] Cea mai deplasată galaxie radio (TN J0924-2201) are z = 5,2[58] şi cea mai mare deplasare spre roşu a unui material molecular o constituie detecţia emisiei moleculelor de CO de pe quasarul SDSS J1148+5251 cu z = 6,42[59]

Obiectele extrem de roşii (ERO) sunt sursele astronomice care radiază energie în partea roşie şi cvasiinfraroşie a spectrului electromagnetic. Acestea pot fi galaxii cu stele tinere cu deplasare spre roşu mare însoţită de înroşirea din cauza prafului, sau ar putea fi galaxii eliptice puternic deplasate cu o populaţie stelară mai bătrână (şi deci mai roşie).[60] Objects that are even redder than EROs are termed hyper extremely red objects (HEROs).[61]

Studii ale deplasării spre roşu

Date 2dFGRS

După apariţia telescoapelor automate şi îmbunătăţirile aduse în domeniul spectroscopiei, mai multe colaborări au căutat întocmirea de hărţi ale universului în spaţiul deplasărilor spre roşu. Combinând deplasarea spre roşu cu datele unghiulare de poziţie, un studiu al deplasărilor spre roşu conduce la obţinerea unei distribuţii 3D a materiei într-o anume parte a cerului. Aceste observaţii sunt utilizate pentru a măsura proprietăţile structurii pe scară largă a universului. Marele Zid, un mare supercluster de galaxii cu o lăţime de peste 500 de milioane de ani-lumină, dă un exemplu dramatic de structură pe scară largă pe care o pot detecta studiile deplasării spre roşu.[62]

Primul studiu al deplasării spre roşu a fost CfA Redshift Survey, iniţiat în 1977 şi a cărui primă perioadă de strângere de date a fost terminată în 1982.[63] Mai recent, 2dF Galaxy Redshift Survey a determinat structura pe scară largă a unei secţiuni a Universului, măsurând valorile z pentru peste 220.000 de galaxii; strângerea datelor s-a încheiat în 2002, iar datele finale au fost publicate la 30 iunie 2003.[64] (Pe lângă cartografierea şabloanelor pe scară largă a galaxiilor, 2dF a stabilit o limită maximă pentru masa neutrinilor.) O altă cercetare notabilă, Sloan Digital Sky Survey (SDSS), fusese început în 2005 şi încerca să măsoare peste 100 de milioane de obiecte.[65] SDSS a înregistrat deplasări spre roşu ale unor galaxii de până la 0,4, şi s-a ocupat de detecţia de quasari cu z mai mare ca 6. DEEP2 Redshift Survey utilizează telescoapele Keck cu noul spectrograf "DEIMOS"; o urmare a programului pilot DEEP1, DEEP2 este gândit pentru a măsura galaxii cu luminozitate mică şi cu deplasări de la 0,7 în sus, şi urmează, deci, să furnizeze o completare pentru SDSS şi 2dF.[66]

Efecte datorate opticii fizice şi transferului radiativ

Interacţiunile şi fenomenele de transfer radiativ şi optică fizică pot avea ca rezultat deplasări ale lungimii de undă şi frecvenţei radiaţiilor electromagnetice. În astfel de cazuri deplasările corespund unui transfer de energie fizică spre materie sau spre alţi fotoni în loc de a corespunde unei treceri între sisteme de referinţă. Aceste deplasări se pot datora unor fenomene fizice cum ar fi efectelor de coerenţă sau împrăştierii de radiaţie electromagnetică fie din particule elementare încărcate electric, particulate, sau fluctuaţii ale indicelui de refracţie într-un mediu dielectric ca în fenomenul radio de „whistler”.[2] Asemenea fenomene sunt şi ele denumite deplasări spre roşu sau spre albastru, dar în interacţiunile lumină-materie din astrofizică şi care au ca rezultat deplasări de energie în câmpul radiaţiei ele sunt în general denumite „înroşiri” şi nu deplasări spre roşu care, ca termen, este rezervat pentru efectele discutate mai sus.[2]

În multe circumstanţe împrăştierea cauzează înroşirea radiaţiei deoarece entropia are ca rezultat predominarea fotonilor de energii joase faţă de prezenţa a puţini fotoni de energii înalte (deşi energia totală se conservă).[2] Împrăştierea nu produce aceeaşi schimbare relativă în lungimea de undă în tot spectrul, cu excepţia unor experimente efectuate în condiţii controlate cu grijă; orice z calculat este în general o funcţie de lungimea de undă. Mai mult, împrăştierea cauzată de medii aleatoare are loc la multe unghiuri, iar z este o funcţie şi de unghiul de împrăştiere. Dacă au loc mai multe împrăştieri, sau particulele împrăştiate au o mişcare relativă, atunci există şi o distorsiune a liniilor spectrale.[2]

În astronomia interstelară, spectrul vizibil poate apărea mai roşu din cauza proceselor de împrăştiere într-un fenomen denumit înroşire interstelară[2] — la fel împrăştierea Rayleigh cauzează înroşirea atmosferică dată de Soare la răsărit şi la apus şi face ca restul cerului sky să fie albastru. Acest fenomen este diferit de deplasarea spre roşu deoarece liniile spectrale nu sunt deplasate la alte lungimi de undă la obiectele înroşite şi în plus există şi o slăbire a intensităţii şi o distorsiune asociate cu fenomenul din cauza împrăşţierii fotonilor la unghiuri diferite de cel de privire directă.

Note

  1. ^ Vezi Feynman, Leighton şi Sands (1989) sau orice alt manual de fizică de liceu sau de primii ani de facultate. Vezi Taylor (1992) pentru o discuţie relativistă.
  2. ^ a b c d e f g h i j Vezi Binney şi Merrifeld (1998), Carroll şi Ostlie (1996), Kutner (2003) pentru aplicaţii în astronomie.
  3. ^ Vezi Misner, Thorne şi Wheeler (1973) şi Weinberg (1971) sau orice manual de cosmologie fizică
  4. ^ Doppler, Christian, (1846), Prag, Druck von G. Haase sohne
  5. ^ Dev Maulik, "Doppler Sonography: A Brief History" în Doppler Ultrasound in Obstetrics And Gynecology (2005) de Dev (EDT) Maulik, Ivica Zalud
  6. ^ O'Connor, John J.; Robertson, Edmund F., „Deplasare spre roșu”, MacTutor History of Mathematics archive, University of St Andrews .
  7. ^ a b William Huggins, "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." (1868) Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Volumul 158, pp. 529–564
  8. ^ Reber, G., "Intergalactic Plasma"(1995) Astrophysics and Space Science, v. 227, p. 93–96.
  9. ^ Bélopolsky, A., "On an Apparatus for the Laboratory Demonstration of the Doppler-Fizeau Principle" (1901) Astrophysical Journal, vol. 13, p.15
  10. ^ Adams, Walter S., "No. 22. Preliminary catalogue of lines affected in sun-spots" (1908) Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington, vol. 22, pp.1–21
  11. ^ Slipher prezintă pentru prima oară măsurătorile sale în volumul inaugural al Buletinului Observatorului Lowell, pp.2.56-2.57[1]. În articolul său intitulat The radial velocity of the Andromeda Nebula, el afirmă că a făcut prima măsurătoare Doppler la 17 septembrie 1912. Slipher scria: „Mărimea acestei viteze, care este cea mai mare observată până acum, ridică întrebarea dacă deplasarea aceasta nu este cauzată de altceva, dar eu cred că deocamdată nu avem alte interpretări pentru ea.” După trei ani, în revista Popular Astronomy, Vol. 23, p. 21–24 [2], Slipher a scris un articol intitulat Spectrographic Observations of Nebulae (Observaţii spectrografice asupra nebuloaselor). El afirma acolo: „Descoperirea anterioară a faptului că marea spirală Andromeda are o viteză excepţională - 300 km(/s) a arătat metodele disponibile atunci, capabile de a cerceta nu doar spectrele spiralelor, ci şi vitezele.” Slipher a prezentat vitezele a 15 nebuloase spirale de pe cer, toate în afară de trei având viteze „pozitive”.
  12. ^ Hubble, Edwin, "A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae" (1929) Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America, Volume 15, Issue 3, pp. 168–173 (Full article, PDF)
  13. ^ Friedman, A: Über die Krümmung des Raumes, Z. Phys. 10 (1922), 377–386. (English translation in: Gen. Rel. Grav. 31 (1999), 1991–2000.)
  14. ^ a b Aceasta a fost recunoscută de la început de fizicieni şi astronomi care efectuau cercetări în domeniul cosmologiei în anii 1930. Prima publicaţie pentru publicul larg în care s-a descris această corespondenţă în detaliu a fost cartea lui Sir Arthur Eddington The Expanding Universe: Astronomy's 'Great Debate', 1900–1931, publicată la Press Syndicate of the University of Cambridge în 1933.
  15. ^ Vedeţi, de exemplu, acest comunicat de presă din 25 mai 2004 de la telescopul spaţial Swift al NASA care cerceta exploziile de radiaţii gamma: „Măsurătorile spectrelor de radiaţii gamma obţinute în timpul principalei explozii s-au dovedit de prea puţină utilizate ca indicatori ai deplasării spre roşu, din cauza lipsei de caracteristici bine definite. Cu toate acestea, observaţiile optice ale strălucirilor de după exploziile de radiaţii gama au produs spectre cu linii identificabile, ceea ce au dus la măsurători precise ale deplasării spre roşu.”
  16. ^ Unde z = deplasarea; v|| = viteza paralelă cu direcţia privirii (pozitivă dacă se îndepărtează de observator); c = viteza luminii; γ = factorul Lorentz; a = factorul de scalare universală; G = constanta gravitaţională; M = masa obiectului; r = coordonata Schwarzschild radială, gtt = Componenta t,t a tensorului metric
  17. ^ H. Ives şi G. Stilwell, An Experimental study of the rate of a moving atomic clock, J. Opt. Soc. Am. 28, 215–226 (1938) [3]
  18. ^ Vedeţi „Fotoni, relativitate, deplasare Doppler” la Universitatea Queensland
  19. ^ Tamara M. Davis, Charles H. Lineweaver (). „Superluminal Recessional Velocities”. ArXiv preprint. 
  20. ^ a b Distincţia este clarificată în Edward Robert Harrison (). Cosmology: The Science of the Universe (ed. 2). Cambridge University Press. pp. 306ff. ISBN 052166148X. 
  21. ^ Aceasta ar fi valabilă doar într-un univers în care nu există „viteze ciudate”. Altfel, deplasările spre roşu se combină în forma
    ceea ce dă soluţii în care unele obiecte ce se „îndepărtează” sunt deplasate spre albastru, şi altele care se „apropie” sunt deplasate spre roşu. Pentru mai multe date despre acest rezultat bizar vedeţi Davis, T. M., Lineweaver, C. H., and Webb, J. K. "Solutions to the tethered galaxy problem in an expanding universe and the observation of receding blue shifted objects", American Journal of Physics (2003), 71 358–364.
  22. ^ a b c Peebles (1993).
  23. ^ Măsurători ale vitezelor ciudate ale galaxiilor până la 5 Mpc folosind telescopul spaţial Hubble au fost arătate în 2003 de Karachentsev et al. Local galaxy flows within 5 Mpc. 02/2003 Astronomy and Astrophysics, 398, 479-491.[4]
  24. ^ Theo Koupelis, Karl F. Kuhn (). In Quest of the Universe (ed. 5). Jones & Bartlett Publishers. p. 557. ISBN 0763743879. 
  25. ^ „Este perfect corect să interpretăm ecuaţiile relativităţii în termeni de spaţiu în expansiune. Greşeala este aceea de a duce analogiile prea departe şi de a dota spaţiul cu proprietăţi fizice inconsistente cu ecuaţiile relativităţii.” Geraint F. Lewis; et al. (). „Cosmological Radar Ranging in an Expanding Universe”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: 960–964.  Text "volume 388 " ignorat (ajutor)
  26. ^ Michal Chodorowski (). „Is space really expanding? A counterexample”. Concepts Phys. 4: 17–34. 
  27. ^ Steven Weinberg (). The First Three Minutes: A Modern View of the Origin of the Universe (ed. 2). Basic Books. p. 34. ISBN 0465024378. 
  28. ^ Lars Bergström, Ariel Goobar (). Cosmology and Particle Astrophysics (ed. 2). Springer. p. 77, Eq.4.79. ISBN 3540329242. 
  29. ^ M.S. Longair (). Galaxy Formation. Springer. p. 161. ISBN 3540637850. 
  30. ^ Yu N Parijskij (). „The High Redshift Radio Universe”. În Norma Sanchez. Current Topics in Astrofundamental Physics. Springer. p. 223. ISBN 0792368568. 
  31. ^ Edward Harrison (). „The redshift-distance and velocity-distance laws”. Astrophysical Journal, Part 1. 403: 28–31. . Un fişier pdf poate fi găsit aici.
  32. ^ Steven Weinberg (). Cosmology. Oxford University Press. p. 11. ISBN 9780198526827. 
  33. ^ Odenwald & Fienberg 1993
  34. ^ O viteză mai mare decât a luminii este permisă deoarece metrica expansiunii spaţiu-timpului este descrisă de relativitatea generală în termeni de şiruri de sisteme de referinţă interţiale locale în opoziţie cu o metrică Minkowski globală. Expansiunea mai rapidă decât lumina este un efect integrat pe mai multe sisteme de referinţă inerţiale locale şi este permisă deoarece nu este implicat un singur sistem de referinţă inerţial because no single. Limitarea vitezei la viteza luminii se aplică doar local. Vezi Michal Chodorowski (). „Is space really expanding? A counterexample”. Concepts Phys. 4: 17–34. 
  35. ^ M. Weiss, What Causes the Hubble Redshift?, în Physics FAQ (1994), disponibilă pe website-ul lui John Baez
  36. ^ Vezi de exemplu, Chant, C. A., "Notes and Queries (Telescopes and Observatory Equipment-The Einstein Shift of Solar Lines)" (1930) Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 24, p.390
  37. ^ Einstein, A (). „Titlu necunoscut”. Jahrbuch der Radioaktivität und Elektronik. 4: 411–?. 
  38. ^ R. V. Pound şi G. A. Rebka Jr., Apparent weight of photons, Phys. Rev. Lett. 4, 337 (1960). [5] Această lucrare prezintă prima măsurătoare.
  39. ^ Sachs, R. K. (). „Perturbations of a cosmological model and angular variations of the cosmic microwave background”. Astrophysical Journal. 147 (73): 73. doi:10.1086/148982.  Citare cu parametru depășit |coauthors= (ajutor)
  40. ^ Când s-a descoperit deplasarea cosmologică spre roşu, Fritz Zwicky a propus un efect cunoscut sub numele de „lumină obosită”. Acesta este uneori amintit din raţiuni istorice, dar este, împreună cu ipotezele deplasării intrinseci spre roşu, utilizat în cosmologiile nestandard. În 1981, H. J. Reboul a rezumat numeroasele mecanisme alternative de deplasare spre roşu discutate în literatură din anii 1930. În 2001, Geoffrey Burbidge a remarcat într-o recenzie că larga comunitate astronomică a marginalizat astfel de discuţii din anii 1960. Burbidge şi Halton Arp, investigând misterul naturii quasarilor, au încercat să dezvolte mecanisme alternative de deplasare spre roşu, dar foarte puţini dintre ceilalţi oameni de ştiinţă le-au luat în considerare lucrările, şi şi mai puţini le-au acceptat. Mai mult, Goldhaber et al. 2001; "Timescale Stretch Parameterization of Type Ia Supernova B-Band Lightcurves", ApJ, 558:359-386, 1 septembrie 2001 arată că teoriile alternative nu pot explica întinderea temporală observată la supernovele de tip Ia
  41. ^ Pentru generalităţi despre fotometrie, vedeţi Budding, E., Introduction to Astronomical Photometry, Cambridge University Press (24 septembrie 1993), ISBN 0-521-41867-4
  42. ^ Tehnica a fost descrisă pentru prima oară de Baum, W. A.: 1962, în G. C. McVittie (ed.), Problems of extra-galactic research, p. 390, IAU Symposium No. 15
  43. ^ Bolzonella, M.; Miralles, J.-M.; Pelló, R., Photometric redshifts based on standard SED fitting procedures, Astronomy and Astrophysics, 363, p.476–492 (2000).
  44. ^ Generalităţi pedagogice despre corecţia K de David Hogg şi alţi membri ai colaborării SDSS se pot găsi la astro-ph.
  45. ^ Exoplanet Tracker este cel mai recent proiect ce utilizează această tehnică, fiind capabil să observe variaţii ale deplasării spre roşu la mai multe obiecte simultan, după cum se arată în Ge, Jian et al. The First Extrasolar Planet Discovered with a New-Generation High-Throughput Doppler Instrument, The Astrophysical Journal, 2006 648, Numărul 1, pp. 683-695.[6]
  46. ^ Libbrecht, Ken G., Solar and stellar seismology, Space Science Reviews, 1988 37 n. 3–4, 275–301.
  47. ^ În 1871 Hermann Carl Vogel a măsurat ritmul de rotaţie al lui Venus. Vesto Slipher lucra la asemenea măsurători când şi-a îndreptat atenţia spre nebuloasele spirale.
  48. ^ O primă viziune a lui Oort, J. H. asupra subiectului: The formation of galaxies and the origin of the high-velocity hydrogen, Astronomy and Astrophysics, 7, 381 (1970) [7].
  49. ^ Asaoka, Ikuko, X-ray spectra at infinity from a relativistic accretion disk around a Kerr black hole, Astronomical Society of Japan, Publications (ISSN 0004-6264), 41 no. 4, 1989, p. 763–778 [8]
  50. ^ Rybicki, G. B. şi A. R. Lightman, Radiative Processes in Astrophysics, John Wiley & Sons, 1979, p. 288 ISBN 0-471-82759-2
  51. ^ O măsurare precisă a radiaţiei cosmice de fundal s-a realizat prin experimentul COBE. Temperatura finală de 2,73 K a fost prezentată în lucrarea: Fixsen, D. J.; Cheng, E. S.; Cottingham, D. A.; Eplee, R. E., Jr.; Isaacman, R. B.; Mather, J. C.; Meyer, S. S.; Noerdlinger, P. D.; Shafer, R. A.; Weiss, R.; Wright, E. L.; Bennett, C. L.; Boggess, N. W.; Kelsall, T.; Moseley, S. H.; Silverberg, R. F.; Smoot, G. F.; Wilkinson, D. T.. (1994). "Cosmic microwave background dipole spectrum measured by the COBE FIRAS instrument", Astrophysical Journal, 420, 445. Cea mai exactă măsurătoare la nivelul anului 2006 fusese realizată prin experimentul WMAP.
  52. ^ Binney, James (). Galactic dynamics. Princeton University Press. ISBN 0-691-08445-9.  Citare cu parametru depășit |coauthors= (ajutor)
  53. ^ Masanori Iye; et al. (). „A galaxy at a redshift z = 6.96”. Nature. 443 (7108): 186–188. doi:10.1038/nature05104. 
  54. ^ Bradley, L.., et al., Discovery of a Very Bright Strongly Lensed Galaxy Candidate at z ~ 7.6, The Astrophysical Journal (2008), Volumul 678, Numărul 2, pp. 647-654. [http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...678..647B
  55. ^ Egami, E., et al., Spitzer and Hubble Space Telescope Constraints on the Physical Properties of the z~7 Galaxy Strongly Lensed by A2218, The Astrophysical Journal (2005), v. 618, Numărul 1, pp. L5-L8 [9].
  56. ^ Salvaterra, R.; et al. (). „GRB 090423 reveals an exploding star at the epoch of re-ionization”. Submitted to Nature. 
  57. ^ Willott, Chris J. et al., Four Quasars Above Redshift 6 Discovered by the Canada-France High-z Quasar Survey, The Astronomical Journal (2007), v. 134, pp. 2435–2450 [10].
  58. ^ Klamer et al., 2005, ApJ 621, L1
  59. ^ Walter, Fabian et al., Molecular gas in the host galaxy of a quasar at redshift z = 6.42, Nature (2003), v. 424, pp. 406–408 [11].
  60. ^ Smail, Ian; Owen, F. N.; Morrison, G. E.; Keel, W. C.; Ivison, R. J.; Ledlow, M. J. The Astrophysical Journal. 581 (2): 844–864. Bibcode:2002ApJ...581..844S. doi:10.1086/344440.  Parametru necunoscut |total= ignorat (ajutor); Lipsește sau este vid: |title= (ajutor)
  61. ^ Totani, Tomonori; Yoshii, Yuzuru; Iwamuro, Fumihide; Maihara, Toshinori; Motohara, Kentaro (). „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. Bibcode:2001ApJ...558L..87T. doi:10.1086/323619. 
  62. ^ M. J. Geller & J. P. Huchra, Science 246, 897 (1989). online
  63. ^ Vezi site-ul oficial CfA pentru detalii.
  64. ^ Shaun Cole et al. (The 2dFGRS Collaboration) (). „The 2dF galaxy redshift survey: Power-spectrum analysis of the final dataset and cosmological implications”. Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 362: 505–34.  2dF Galaxy Redshift Survey homepage
  65. ^ SDSS Homepage
  66. ^ Marc Davis et al. (DEEP2 collaboration) (). „Science objectives and early results of the DEEP2 redshift survey”. Conference on Astronomical Telescopes and Instrumentation, Waikoloa, Hawaii, 22–28 Aug 2002. 

Bibliografie

Articole

  • Odenwald, S. & Fienberg, RT. 1993; "Galaxy Redshifts Reconsidered" în Sky & Telescope Feb. 2003; pp31–35 (Acest articol este util ca lectură suplimentară pentru diferenţele între cele trei tipuri de deplasare spre roşu şi cauzele lor.)
  • Lineweaver, Charles H. şi Tamara M. Davis, "Misconceptions about the Big Bang", Scientific American, martie 2005. (Acest articol este util pentru explicarea mecanismului deplasării spre roşu cosmologice, ca şi pentru clarificarea unor concepţii greşite în ce priveşte fizica extinderii universului.)

Cărţi

  • Binney, James (). Galactic Astronomy. Princeton University Press. ISBN 0-691-02565-7.  Citare cu parametru depășit |coauthors= (ajutor)
  • Carroll, Bradley W. and Dale A. Ostlie (). An Introduction to Modern Astrophysics. Addison-Wesley Publishing Company, Inc. ISBN 0-201-54730-9. 
  • Feynman, Richard; Leighton, Robert; Sands, Matthew (). Feynman Lectures on Physics. Vol. 1. Addison-Wesley. ISBN 0-201-51003-0. 
  • Grøn, Øyvind (). Einstein's General Theory of Relativity. New York: Springer. ISBN 978-0-387-69199-2.  Citare cu parametru depășit |coauthors= (ajutor)
  • Kutner, Marc (). Astronomy: A Physical Perspective. Cambridge University Press. ISBN 0-521-52927-1. 
  • Misner, Charles (). Gravitation. San Francisco: W. H. Freeman. ISBN 0-7167-0344-0.  Citare cu parametru depășit |coauthors= (ajutor)
  • Peebles, P. J. E. (). Principles of Physical Cosmology. Princeton University Press. ISBN 0-691-01933-9. 
  • Taylor, Edwin F.; Wheeler, John Archibald (). Spacetime Physics: Introduction to Special Relativity (2nd ed.). W.H. Freeman. ISBN 0-7167-2327-1. 
  • Weinberg, Steven (). Gravitation and Cosmology. John Wiley. ISBN 0-471-92567-5. 

Legături externe