적색편이

Redshift
먼 은하단의 가시 스펙트럼에 있는 흡수선(오른쪽)과 태양의 가시 스펙트럼에 있는 흡수선(왼쪽). 화살표는 빨간색 이동을 나타냅니다. 파장은 빨간색으로 갈수록 증가하고 그 이상(주파수 감소).

물리학에서 적색편이파장의 증가와 그에 상응하는 전자기 복사주파수광자 에너지의 감소입니다. 반대의 변화, 즉 파장이 감소하고 주파수와 에너지가 동시에 증가하는 것을 블루 시프트 또는 음의 레드 시프트라고 합니다. 용어는 가시광선 스펙트럼의 극단을 형성하는 빨간색파란색에서 유래합니다. 천문학우주론에서 전자기적 적색편이의 주요 원인은 상대론적 도플러 효과를 발생시키는 복사원의 상대적 운동과 중력적으로 적색편이를 탈출시키는 중력 퍼텐셜입니다. 충분히 멀리 떨어진 모든 광원은 지구로부터의 거리에 비례하는 불황 속도에 해당하는 우주론적 적색편이를 보여줍니다. 우주가 팽창하고 있다는 것을 암시하는 허블의 법칙으로 알려진 사실입니다.

모든 적색 시프트는 프레임 변환 법칙이라는 우산 아래서 이해될 수 있습니다. 빛의 속도로 이동하는 중력파도 마찬가지로 적색편이 현상을 받습니다. 적색 시프트의 값은 파장의 분수 변화(적색 시프트에는 양, 청색 시프트에는 음)와 파장비 1 + z(적색 시프트에는 1보다 크고 청색 시프트에는 1보다 작음)에 해당하는 문자 z로 표시되는 경우가 많습니다.

강한 적색편이의 예로는 X선으로 인식되는 감마선 또는 처음에는 전파로 인식되는 가시광선이 있습니다. 미묘한 적색편이는 천체의 분광 관측에서 볼 수 있으며, 도플러 레이더레이더 건과 같은 지상 기술에 사용됩니다.

산란광학 효과를 포함하여 전자기 방사선의 주파수 변화를 초래할 수 있는 다른 물리적 과정이 존재하지만, 그로 인한 변화는 (천문학적인) 적색편이와 구별할 수 있으며 일반적으로 그러한 것으로 지칭되지는 않습니다(물리 광학방사선 전달에 대한 섹션 참조).

역사

주제의 역사는 19세기 고전파역학의 발전과 도플러 효과와 관련된 현상의 탐구로부터 시작되었습니다. 이 효과는 1842년에 이 현상에 대해 최초로 알려진 물리적 설명을 제공한 크리스티안 도플러의 이름을 따서 지어졌습니다.[1] 이 가설은 1845년 네덜란드 과학자 Christophorus Buy Bottle에 의해 음파에 대해 시험되고 확인되었습니다.[2] 도플러는 이 현상이 모든 파동에 적용되어야 한다고 정확하게 예측했고, 특히 별의 다양색상이 지구에 대한 그들의 움직임에 기인할 수 있다고 제안했습니다.[3] 그러나 이것이 확인되기 전에 항성의 색은 주로 운동이 아닌 항성의 온도에 기인한다는 사실이 밝혀졌습니다. 나중에야 도플러는 검증된 적색편이 관측에 의해 입증되었습니다.[citation needed]

최초의 도플러 적색편이는 1848년 프랑스 물리학자 히폴리트 피조에 의해 기술되었는데, 그는 별에서 보이는 스펙트럼 선의 이동을 도플러 효과 때문이라고 지적했습니다. 이 효과는 때때로 "도플러-피조 효과"라고 불립니다. 1868년 영국의 천문학자 윌리엄 허긴스는 이 방법으로 지구에서 멀어지는 별의 속도를 최초로 측정했습니다.[4] 1871년, 태양 자전을 이용한 프라운호퍼 선에서 약 0.1 Å의 적색으로 이 현상이 관측되면서 광학적 적색편이가 확인되었습니다.[5] 1887년, 보겔과 샤이너는 지구의 궤도 속도에 의해 황도 근처에 위치한 별들의 도플러 이동이 매년 변하는 도플러 효과를 발견했습니다.[6] 1901년, Aristarkh Belopolsky는 회전하는 거울 시스템을 사용하여 실험실에서 광학적 적색이동을 확인했습니다.[7]

아서 에딩턴은 일찍이 1923년에 적색이동이라는 용어를 사용했습니다.[8][9]단어는 1934년경 Willem de Sitter에 의해 과장되지 않은 것으로 보입니다.[10]

1912년 관측을 시작으로 베스토 슬립허대부분의 나선은하가 상당한 적색편이를 가지고 있다는 것을 발견했습니다. Slipher는 Lowell Observatory Bulletin의 첫 번째 권에서 그의 측정에 대해 처음으로 보고합니다.[11] 3년 후, 그는 대중 천문학 저널에 리뷰를 썼습니다.[12] 그는 "대 안드로메다 나선이 –300 km/s의 매우 예외적인 속도를 가졌다는 초기 발견은 나선의 스펙트럼뿐만 아니라 속도도 조사할 수 있는 당시 사용 가능한 수단을 보여주었습니다."라고 말했습니다.[13] Slipher는 전체 천구에 퍼져있는 15개의 나선 성운의 속도를 보고했으며, 세 개를 제외한 모든 성운은 관측 가능한 "양"(즉, 열성) 속도를 가지고 있습니다. 후, 에드윈 허블은 그의 동명의 허블 법칙의 공식을 통해 그러한 "성운"의 적색편이와 그들과의 거리 사이의 대략적인 관계를 발견했습니다.[14] Milton Humason은 Hubble과 함께 이러한 관측을 수행했습니다.[15] 이러한 관찰은 알렉산더 프리드만의 1922년 연구를 확증시켜주었고, 그는 프리드만-레마 î트레 방정식을 유도했습니다. 오늘날 그것들은 팽창하는 우주빅뱅 이론의 강력한 증거로 여겨집니다.[17]

측정, 특성화 및 해석

허블 울트라 딥 필드 2012의[18] 고적색편 은하 후보들

소스에서 나오는 빛의 스펙트럼(이상적인 스펙트럼 그림 오른쪽 상단 참조)을 측정할 수 있습니다. 적색편이를 결정하기 위해 흡수선, 방출선 또는 빛 세기의 다른 변화와 같은 스펙트럼의 특징을 검색합니다. 만약 발견된다면, 이러한 특징들은 그 화합물이 지구에 위치한 실험에서 발견된 다양한 화학 화합물의 스펙트럼에서 알려진 특징들과 비교될 수 있습니다. 우주에서 아주 흔한 원자 원소수소입니다. 수소를 통해 빛난 원래 특징 없는 빛의 스펙트럼은 일정한 간격으로 특징을 갖는 수소 특유의 특징적인 스펙트럼을 보여줄 것입니다. 흡수선으로 제한된 경우 그림(오른쪽 위)과 유사하게 보입니다. 먼 곳에서 관측된 스펙트럼에서 동일한 패턴의 간격이 관찰되지만 이동된 파장에서 발생한다면 수소로도 확인할 수 있습니다. 두 스펙트럼 모두에서 동일한 스펙트럼 선이 식별되지만 파장이 다른 경우 아래 표를 사용하여 적색편이를 계산할 수 있습니다.

이러한 방법으로 물체의 적색편이를 결정하려면 주파수 또는 파장 범위가 필요합니다. 적색편이를 계산하기 위해서는 소스의 나머지 프레임에서 방출되는 빛의 파장을 알아야 합니다. 즉 소스에 인접하여 결합하는 관찰자가 측정할 파장입니다. 천문학적 응용에서는 이 측정을 직접 수행할 수 없기 때문에 관심 있는 먼 별까지 이동해야 하기 때문에 여기에 설명된 스펙트럼 라인을 사용하는 방법이 대신 사용됩니다. 적색 쉬프트는 정지 프레임 주파수를 알 수 없는 미확인 특징을 보거나 무특징 또는 백색 잡음(스펙트럼의 무작위 변동)인 스펙트럼을 사용하여 계산할 수 없습니다.[19]

적색편이(및 청색편이)는 관측된 물체의 파장(또는 방출된 주파수) 간의 상대적인 차이로 특징지어질 수 있습니다. 천문학에서는 변화를 z라고 하는 무차원의 양을 사용하는 것이 관례입니다. λ가 파장을 나타내고 f가 주파수를 나타내는 경우(참고로 λf = c 여기서 c는 의 속도) z는 다음과 같은 식으로 정의됩니다.

적색편이 계산, z
파장 기준 빈도기준

z가 측정된 후, 적색편이와 청색편이의 구별은 단순히 z가 양수인지 음수인지의 문제입니다. 예를 들어, 도플러 효과 블루 시프트(z < 0)는 빛이 더 큰 에너지로 이동하면서 관찰자에게 접근하는 물체와 관련이 있습니다. 반대로, 도플러 효과 적색편이(z > 0)는 빛이 더 낮은 에너지로 이동하면서 관찰자로부터 멀어지는(멀어지는) 물체와 관련이 있습니다. 마찬가지로, 중력 블루 시프트는 더 강한 중력장 내에서 관찰되는 처럼 더 약한 중력장 내에 존재하는 소스에서 방출되는 빛과 관련이 있는 반면, 중력 레드 시프트는 반대 조건을 의미합니다.

적색편이 공식

일반 상대성 이론에서는 다음 표에 요약된 것처럼 특정 특수 시공간 기하학에서 적색편이에 대한 몇 가지 중요한 특수 경우 공식을 도출할 수 있습니다. 모든 경우에 시프트의 크기(z의 값)는 파장과 무관합니다.[21]

적색편이 요약
적색편이형 기하학. 포뮬러[22]
상대론적 도플러 민코프스키 공간
(평탄 시공간)

완전히 반경 방향으로 움직이는 경우 또는
가시선 방향:

v ∥ cdisplaystylprox {\frac {lel }}{c}}} 작lel 의 경우 {\displaystyle _{\∥}}


완전히 횡방향으로 움직이는 경우:

12( ⊥ c {\displaystylprox {\frac {1}{2}}\lt ({\frac v_{\perp }}{c}\right)^{2} 작 v ⊥용 {\displaystyle v_{\perp }}
우주 적색편이 FLRW 시공간
(Big Bang 우주의 확장)

허블의 법칙:

H 0 C zH_{0}D}{ D ≪ C 0 D\ll {\frac {c}}에 대한
중력 적색편이 정지해 있는 모든 시공간

슈바르츠실트 기하학의 경우:

( - 수신기 z}{2r_{\}}{r_{\receiver}}}-{text{ r\gr_{S}}

탈출 속도 측면에서:

≪ c {\}}\ll c}

도플러 효과

도플러 효과, 노란색(~575nm 파장) 공은 관측자에게 접근하는 녹색(~565nm 파장으로의 청색 이동)으로 보이며, 통과하면서 주황색(~585nm 파장으로의 적색 이동)으로 변하고, 움직임이 멈추면 노란색으로 되돌아갑니다. 이러한 색깔의 변화를 관찰하기 위해서는, 그 물체는 가장 빠른 우주 탐사선의 속도 기록보다 약 32배 빠른, 약 5,200 km/s의 속도로 이동해야 합니다.
적색편이와 청색편이

빛의 소스가 관찰자로부터 멀어지는 경우에는 적색편이(z > 0)가 발생하고 소스가 관찰자를 향해 이동하는 경우에는 청색편이(z < 0)가 발생합니다. 이것은 모든 전자기파에 해당되며 도플러 효과로 설명됩니다. 결과적으로 이런 종류의 적색편이를 도플러 적색편이라고 합니다. 빛의 속도(v ≪ c)보다 훨씬 작은 속도 v로 소스가 관찰자로부터 멀어지면, 적색편이는 다음과 같이 주어집니다.

prox {\frac {v}{(γ ≈ 1 {\displaystyamma 1} 이후)

여기서 c는 빛의 속도입니다. 고전적인 도플러 효과에서 소스의 주파수는 수정되지 않지만, 열성 운동은 더 낮은 주파수의 착시를 유발합니다.

도플러 적색편이를 보다 완벽하게 치료하려면 빛의 속도에 가까운 소스의 운동과 관련된 상대론적 효과를 고려해야 합니다. 효과의 완전한 유도는 상대론적 도플러 효과에 대한 기사에서 찾을 수 있습니다. 간단히 말해서, 빛의 속도에 가깝게 움직이는 물체는 특수 상대성 이론의 시간 확장으로 인해 위의 공식으로부터 편차를 경험하게 되며, 이는 로렌츠 인자 γ을 고전적인 도플러 공식에 다음과 같이 도입하여 수정할 수 있습니다. (시선에서만 운동하는 경우)

이 현상은 1938년 Herbert E에 의해 수행된 실험에서 처음 관찰되었습니다. Ives-Stilwell 실험이라고 불리는 Ives와 G.R. Stilwell.[23]

로렌츠 인자는 속도의 크기에만 의존하기 때문에 상대론적 보정과 관련된 적색편이가 소스 이동의 방향과 무관하게 됩니다. 대조적으로, 공식의 고전적인 부분은 다른 방향에 대해 다른 결과를 산출하는 가시선으로의 소스 이동의 투영에 의존합니다. θ이 관측자의 프레임에서 상대 운동 방향과 방출 방향 사이의 각도라면(0각은 관측자로부터 직접 떨어져 있음), 상대론적 도플러 효과의 전체 형태는 다음과 같습니다.

이 방정식은 가시선(θ =0°)에서만 운동하는 경우 다음과 같이 감소합니다.

빛이 직각으로 움직이는 특수한 경우(θ =90°) 상대론적 적색편이는 관측자의 프레임에서 상대 운동의 방향으로 가로 적색편이, 적색편이로 알려져 있습니다.[25]

물체가 관측자로부터 멀어지는 것이 아니라도 측정됩니다. 소스가 관찰자를 향해 이동하는 경우에도 움직임에 대한 가로 구성 요소가 있는 경우 확장이 예상되는 파란색 이동을 취소하고 더 빠른 속도로 접근하는 소스가 다시 이동하는 속도가 있습니다.[26]

공간의 확장

20세기 초, Slipher, Wirtz 등은 은하계의 적색편이와 청색편이를 처음으로 측정했습니다. 그들은 처음에는 이러한 적색편이와 청색편이가 무작위적인 움직임에 의한 것으로 해석했지만, 나중에 레마 î트르(1927)와 허블(1929)은 이전 데이터를 사용하여 은하의 적색편이가 증가하는 것과 은하까지의 거리 사이에 대략적인 선형 상관관계를 발견했습니다. 레마 î트르는 이러한 관측이 아인슈타인일반 상대성 방정식대한 프리드만의 해에서 볼 수 있는 적색편이를 생성하는 메커니즘에 의해 설명될 수 있다는 것을 깨달았습니다. 적색 이동과 거리 사이의 상관 관계는 모든 확장 모델에서 발생합니다.[17]

우주적 적색편이는 일반적으로 팽창하는 공간을 전파하는 광자의 파장이 늘어나기 때문입니다. 그러나 이러한 해석은 오해를 불러일으킬 수 있습니다. 공간을 확장하는 것은 좌표의 선택일 뿐이므로 물리적인 결과를 가져올 수 없습니다. 우주적 적색편이는 더 자연스럽게 먼 물체의 침체로 인해 발생하는 도플러 이동으로 해석됩니다.[27]

효과의 관측 결과는 균질하고 등방성인 우주를 설명하는 일반 상대성 이론의 방정식을 사용하여 도출할 수 있습니다. 따라서 우주 적색편이는 시간 의존적인 우주 규모 인자의 함수로 기록될 수 있습니다.

우리가 살고 있는 것과 같은 팽창하는 우주에서는 시간이 지남에 따라 스케일 인자가 단조적으로 증가하므로 z는 양이고 먼 은하는 적색편이로 보입니다.

우주의 팽창 모델을 사용하면 적색편이는 관측된 물체의 나이, 소위 우주 시간-적색편이 관계와 관련될 수 있습니다. 밀도 비율을 ω로 표시합니다.

ρ의 임계 밀도를 통해 우주는 결국 단순히 팽창하는 우주로부터 쪼그라들게 됩니다. 이 밀도는 공간 세제곱미터당 수소 원자 3개 정도입니다.[28] 적색 시프트, 1 + z > ω에서 다음을 발견합니다.

여기서 H0 현재 허블 상수이고 z는 적색편이입니다.[29][30][31]

정확한 계산을 위해서는 대부분의 매개변수 값에 대한 수치 적분이 필요하기 때문에 적색편이로부터 다양한 시간과 거리를 계산하기 위한 여러 웹사이트가 있습니다.[32][33][34][35]

우주효과와 국소효과의 구분

z < 0.01의 우주적 적색편이의 경우 서로에 대한 은하의 특이한 운동으로 인한 추가 도플러 적색편이와 청색편이는 표준 허블 법칙에서 넓은 산란을 유발합니다.[36] 결과적인 상황은 우주의 팽창을 설명하는 데 사용되는 일반적인 우주론적 비유인 팽창 고무 시트 우주에 의해 설명될 수 있습니다. 두 물체를 볼 베어링으로, 시공간을 고무 신축 시트로 표현하면 볼을 시트에 걸쳐 굴려서 특이한 운동을 만들어 도플러 효과가 발생합니다. 우주론적 적색편이는 볼 베어링이 시트에 달라붙어 시트가 늘어날 때 발생합니다.[37][38][39]

은하의 적색편이에는 우주의 팽창에 의한 수축 속도와 관련된 구성 요소와 특이한 운동과 관련된 구성 요소가 모두 포함됩니다.[40] 우주의 팽창으로 인한 적색편이는 우주의 팽창을 설명하기 위해 선택된 우주론적 모델에 의해 결정된 방식으로 수축 속도에 의존하며, 이는 도플러 적색편이가 국소 속도에 의존하는 방식과는 매우 다릅니다.[41] 우주론자 에드워드 로버트 해리슨(Edward Robert Harrison)은 적색편이의 우주론적 팽창 기원을 설명하면서 "빛은 은하를 남겼는데, 은하는 우주의 국소 영역에 정지해 있고, 결국 자신의 국소 영역에 정지해 있는 관측자들에 의해 받아들여집니다. 은하와 관측자 사이에서 빛은 팽창하는 우주의 광활한 영역을 통과합니다. 결과적으로 빛의 모든 파장은 공간의 팽창에 의해 늘어납니다. 그만큼 간단합니다.."[42]스티븐[42] 와인버그(Steven Weinberg)는 "발광에서 흡수까지의 파장 증가는 방출 또는 흡수 시점에서 a(t)[여기서 a(t) 로버트슨-워커 스케일 팩터]의 변화율에 의존하지 않고 방출에서 흡수까지의 전체 기간에서 a(t)증가에 의존합니다."라고 설명했습니다.[43]

만약 우주가 팽창하는 대신 수축한다면, 우리는 멀리 떨어진 은하들이 적색이동이 아닌 거리에 비례하는 양만큼 이동하는 것을 볼 것입니다.[44]

중력 적색편이

일반 상대성 이론에서는 중력 우물 안에 시간 팽창이 있습니다. 이것은 중력에 의한 적색편이 또는 아인슈타인 시프트라고 알려져 있습니다.[45] 이 효과의 이론적 유도는 충전되지 않고 회전하지 않고 구형 대칭질량의 중력장을 이동하는 광자와 관련된 적색편이에 대한 다음 공식을 산출하는 아인슈타인 방정식의 슈바르츠실트 해에서 비롯됩니다.

어디에

  • G중력 상수입니다.
  • M은 중력장을 만드는 물체의 질량이고,
  • r은 소스의 반지름 좌표(물체 중심으로부터의 고전적인 거리와 비슷하지만 실제로는 슈바르츠실트 좌표)이며,
  • c빛의 속도입니다.

이 중력 적색편이 결과는 특수 상대성 이론과 등가 원리의 가정으로부터 유도될 수 있습니다. 완전한 일반 상대성 이론은 필요하지 않습니다.[46]

효과는 매우 작지만 뫼스바우어 효과를 이용하여 지구에서 측정할 수 있으며, 파운드-레브카 실험에서 처음 관찰되었습니다.[47] 그러나 블랙홀 근처에서는 중요하며, 물체가 사건의 지평선에 접근함에 따라 적색편이는 무한대가 됩니다. 그것은 또한 우주 마이크로파 배경 복사의 큰 각도 규모의 온도 변동의 주요 원인입니다(삭스-월페 효과 참조).[48]

천문학에서의 관측

최대 z=20까지의 적색편이에 의한 은하계 외 관측의 되돌아보기 시간. 적색편이로부터 그러한 많은 물리적 측정을 계산하기 위한 웹사이트가 있습니다.[32][33][34][35]

천문학에서 관측되는 적색편이는 원자에 대한 방출흡수 스펙트럼이 독특하고 잘 알려져 있기 때문에 측정할 수 있습니다. 지구의 실험실에서 분광학적 실험을 통해 보정된 것입니다. 하나의 천문학적 물체에서 나오는 다양한 흡수선과 방출선의 적색편이를 측정했을 때 z는 현저하게 일정한 것으로 나타났습니다. 멀리 있는 물체가 약간 흐려지고 선이 넓어질 수 있지만 소스의 또는 기계적 운동으로 설명할 수 있는 것에 지나지 않습니다. 이러한 이유 등으로 천문학자들 사이에서는 이들이 관측하는 적색편이가 도플러와 같은 적색편이의 확립된 세 가지 형태의 어떤 조합 때문이라는 의견이 일치하고 있습니다. 피로한 빛과 같은 적색편이에 대한 대안적인 가설과 설명은 일반적으로 타당한 것으로 간주되지 않습니다.[50]

분광학은 특정 필터를 통해 천체의 밝기를 측정하는 단순 측광학보다 측정이 상당히 어렵습니다.[51] 예를 들어, 허블 필드허블 울트라 필드와 같은 광도 측정 데이터가 전부일 때, 천문학자들은 광도 적색편이를 측정하는 기술에 의존합니다.[52] 광측정 필터의 광범위한 파장 범위와 광원에서 스펙트럼의 특성에 대한 필요한 가정으로 인해 이러한 종류의 측정에 대한 오차는 δz = 0.5까지 가능하며 분광 측정보다 훨씬 신뢰성이 떨어집니다. 그러나 측광학은 적어도 적색편이의 정성적 특성을 허용합니다. 예를 들어, 태양과 같은 스펙트럼의 적색 이동이 z = 1일 경우, 흑체 스펙트럼의 피크와 관련된 청록색(500nm)이 아닌 적외선(1000nm)에서 가장 밝으며, 필터에서 빛의 세기는 4배(1+z) 감소합니다. 광자 계수율과 광자 에너지가 모두 적색 이동됩니다. (레드 시프트의 광도 측정 결과에 대한 자세한 내용은 K 보정을 참조하십시오.)[54]

로컬 관측치

가까운 물체(은하 내)에서 관측된 적색편이는 관측되는 물체와 관련된 가시선 속도와 거의 항상 관련이 있습니다. 이러한 적색편이와 청색편이를 관측함으로써 천문학자들은 분광쌍성에서 궤도도는 항성의 질량을 매개변수화하고 속도를 측정할 수 있게 되었으며, 이 방법은 1868년 영국 천문학자 윌리엄 허긴스에 의해 처음으로 사용되었습니다.[4] 유사하게, 개별 항성의 분광학적 측정에서 감지된 작은 적색편이와 청색편이는 천문학자들이 다른 항성 주변의 행성계의 존재와 특징을 진단하고 측정할 수 있었던 한 가지 방법이며, 심지어 행성 이동 중 적색편이에 대한 매우 상세한 차등 측정을 통해 정확한 결정을 내릴 수 있었습니다. 궤도 파라미터.[55] 적색편이의 정밀한 측정은 태양광구의 정확한 움직임을 결정하기 위해 태양 지진학에서 사용됩니다.[56] 적색편이는 또한 행성의 회전 [57]속도, 성간 구름의 속도,[58] 은하의 회전,[21] 도플러와 중력 적색편이를 모두 나타내는 중성자별과 블랙홀대한 강착 역학을 최초로 측정하는 데 사용되었습니다.[59] 또한 단일 방출선 또는 흡수선에 대한 효과적인 적색편이 및 청색편이를 측정함으로써 다양한 방출 및 흡수 물체의 온도를 얻을 수 있습니다.[60] 천문학자들은 서로 다른 방향에서 21센티미터 수소선의 팽창과 이동을 측정함으로써 성간 가스수축 속도를 측정할 수 있었고, 이는 다시 우리 은하의 회전 곡선을 보여줍니다.[21] 안드로메다와 같은 다른 은하에서도 비슷한 측정이 수행되었습니다.[21] 진단 도구로서 적색편이 측정은 천문학에서 가장 중요한 분광학적 측정 중 하나입니다.

은하외 관측

우주의 나이 대 적색이동 z=5에서 20까지.

가장 먼 물체들은 우주허블 흐름에 대응하는 더 큰 적색편이를 보여줍니다. 가장 먼 거리와 가장 먼 시간에 해당하는 가장 큰 observed 적색편이는 우주 마이크로파 배경 복사의 것입니다. 적색편이의 수치 z = 1089 (z = 0은 현재 시간에 해당)이며, 약 138억 년 전의 우주 상태를 보여주고 있으며, 379,빅뱅 초기의 순간들로부터 수천 년 후에.[62]

퀘이사의 발광점과 같은 코어는 망원경이 개선되기 전에 발견된 최초의 "고적색편"(z > 0.1) 물체였습니다.[citation needed]

국부 은하단이나 인근 처녀자리 은하단보다 멀리 떨어져 있지만 천 메가파섹 이내의 은하의 경우 적색편이는 은하의 거리에 비례합니다. 이 상관관계는 에드윈 허블에 의해 처음 관찰되었고 허블의 법칙으로 알려지게 되었습니다. 베스토 슬립허는 1912년에 처음으로 은하 적색편이를 발견한 반면 허블은 슬립허의 측정값과 다른 방법으로 측정한 거리를 연관시켜 그의 법칙을 공식화했습니다. 일반 상대성 이론에 기초한 널리 받아들여지고 있는 우주론적 모델에서 적색편이는 주로 공간의 팽창에 의한 결과입니다. 이는 은하가 우리로부터 멀리 떨어져 있을수록 빛이 그 은하를 떠난 시간 동안 공간이 확장되었다는 것을 의미하며, 따라서 빛이 더 많이 늘어남에 따라 빛이 더 많이 적색편이된 것입니다. 그래서 더 빨리 우리에게서 멀어지는 것처럼 보입니다. 허블의 법칙은 부분적으로 코페르니쿠스의 원리를 따르고 있습니다.[63] 일반적으로 물체가 얼마나 밝은지 알 수 없기 때문에 적색편이를 측정하는 것은 더 직접적인 거리 측정보다 더 쉽기 때문에 실제로 적색편이는 허블의 법칙을 사용하여 조잡한 거리 측정으로 변환되기도 합니다.[citation needed]

은하계와 성단의 중력 상호작용은 허블 도표의 정상 플롯에서 상당한 산란을 유발합니다. 은하와 관련된 특이한 속도는 우주에 있는 가상화물체의 질량의 대략적인 흔적을 중첩합니다. 이 효과는 근처 은하(예: 안드로메다 은하)가 공통 중중심으로 떨어질 때 파란색 변화를 나타내고, 대략 구형 분포에서 특이한 속도의 산란으로 인해 신의 손가락 효과를 나타내는 성단의 적색 이동 지도와 같은 현상으로 이어집니다.[63] 이 추가된 구성 요소는 우주론자들에게 암흑 물질을 측정하는 중요한 도구인 질량 대 빛 비율(태양 질량 대 밝기의 은하 질량 비율)과 독립적인 물체의 질량을 측정할 수 있는 기회를 제공합니다.[64][page needed]

거리와 적색편이 사이의 허블 법칙의 선형 관계는 우주의 팽창 속도가 일정하다고 가정합니다. 그러나 우주가 훨씬 더 젊었을 때, 팽창 속도, 따라서 허블 "상수"는 오늘날보다 더 컸습니다. 그러면 빛이 훨씬 더 오랜 시간 동안 우리에게 이동한 더 먼 은하의 경우 일정한 팽창률의 근사치가 실패하고 허블 법칙은 비선형 적분 관계가 되며 문제의 은하에서 빛이 방출된 이후 팽창률의 역사에 의존합니다. 적색편이-거리 관계에 대한 관측은 우주의 팽창 역사와 이에 따른 물질 및 에너지 함량을 결정하는 데 사용될 수 있습니다.[citation needed]

빅뱅 이후 팽창률이 지속적으로 감소하고 있다고 오랫동안 믿어졌지만, 1988년부터 Ia형 초신성을 이용한 적색편이-거리 관계에 대한 관측은 비교적 최근에 우주의 팽창률이 가속화되기 시작했음을 시사합니다.[65]

최고 적색편이

왼쪽 축에는 거리(파란색 실선)가, 오른쪽에는 시간(주황색 점선)이 있는 적색편이 0에서 15까지의 플랑크 2018 우주론 매개변수에 대한 코모빔 거리룩백 시간. 주어진 적색편이로부터 지금까지 경과한 시간(기가년 단위)은 빛이 적색편이로부터 이동한 거리(기가광년 단위)와 같지 않다는 점에 주목하십시오. 이는 그 사이에 공간이 확장되었기 때문입니다.

현재 알려진 적색편이가 가장 높은 천체는 은하와 감마선을 생성하는 천체입니다. 가장 신뢰할 수 있는 적색편이는 분광학적 데이터에서 비롯되며, 은하의 가장 높은 confirmed 분광 적색편이는 Z = 13.2의 적색편이를 가진 JADES-GS-z13-0의 적색편이로 빅뱅 이후 3억 년에 해당합니다. 이전 기록은 GN-z11이 보유하고 있었는데, 이는 빅뱅 이후 4억 년에 해당하는 으로, UDFy-38135539빅뱅 이후 6억 년에 해당하는 z = 8.6의 적색 이동으로 보유하고 있었습니다. 약간 덜 신뢰할 수 있는 것은 라이먼 브레이크 적색편이이며, 가장 높은 것은 적색편이 z = 7.5에서 렌즈가 달린 은하 A1689-zD1이고 다음으로 높은 것은 z = 7.0입니다. 분광학적 적색편이 측정된 가장 먼 observed 감마선 폭발은 z = 8.2의 적색편이를 가진 GRB 090423이었습니다. 가장 멀리 알려진 퀘이사 ULAS J1342+0928은 z = 7.54에 있습니다. 가장 잘 알려진 적색편이 전파 은하(TGSS1530)는 적색편이 z = 5.72이고 가장 잘 알려진 적색편이 분자 물질은 z = 6.42에서 퀘이사 SDSS J1148+5251에서 CO 분자의 방출을 감지하는 것입니다.

극도로 붉은 물체(ERO)는 전자기 스펙트럼의 적색 및 근적외선 부분에서 에너지를 복사하는 천문학적인 방사선 소스입니다. 이들은 중간 먼지로 인해 붉어지는 것을 동반한 높은 적색편이를 가진 항성 폭발 은하이거나, 더 오래된(따라서 더 붉어진) 항성 집단을 가진 고도로 적색편이된 타원 은하일 수 있습니다.[76] ERO보다 훨씬 더 빨간색인 개체를 HERO(극초적색 개체)라고 합니다.[77]

우주 마이크로파 배경에는 z = 1089의 적색편이가 있으며, 이는 빅뱅 이후 약 379,000년의 나이와 460억 광년 이상의 적절한 거리에 해당합니다. 원자가 처음 형성되고 CMB가 거의 완전히 흡수되지 않게 된 지 얼마 지나지 않아 가장 오래된 Population III 별에서 아직 관측되지 않은 첫 번째 빛은 20 < z < 100 범위의 적색편이를 가질 수 있습니다.[79] 물리학에 의해 예측되었지만 현재 관찰할 수 없는 다른 높은 적색편이 사건은 빅뱅 후 약 2초 후의 우주 중성미자 배경(그리고 z > 1010 초과하는 적색편이)[80]z > 1025 초과하는 적색편이에서 인플레이션으로부터 직접 방출되는 우주 중력파 배경입니다.[81]

2015년 6월, 천문학자들은 Z = 6.60우주 적색편이 7 은하에 있는 모집단 III 별들에 대한 증거를 보고했습니다. 이러한 별들은 초기 우주에 존재했을 가능성이 높으며(즉, 적색편이가 높을 때), 우리가 알고 있는 것처럼 행성과 생명체의 나중 형성에 필요한 수소보다 더 무거운 화학 원소의 생성을 시작했을 수도 있습니다.[82][83]

적색이동설문조사

2dFGRS 데이터 렌더링

자동화 망원경의 등장과 분광기의 개선으로 적색편이 공간에서 우주를 지도화하기 위한 많은 협력이 이루어졌습니다. 적색편이와 각도 위치 데이터를 결합하여 적색편이 조사는 하늘의 장 안에서 물질의 3D 분포를 지도화합니다. 이러한 관측은 우주의 대규모 구조의 특성을 측정하는 데 사용됩니다. 5억 광년이 넘는 거대은하단만리장성은 적색편이 관측이 감지할 수 있는 대규모 구조의 극적인 예를 제공합니다.[84]

최초의 적색편이 조사는 CfA 적색편이 조사로, 최초의 데이터 수집은 1982년에 완료된 1977년에 시작되었습니다.[85] 보다 최근에는 2dF 은하 적색편이 조사를 통해 220,000개 이상의 은하에 대한 적색편이를 측정하는 우주의 한 부분에 대한 대규모 구조가 밝혀졌습니다. 데이터 수집은 2002년에 완료되었고, 최종 데이터 세트는 2003년 6월 30일에 발표되었습니다.[86] SDSS(Sloan Digital Sky Survey)는 2013년 현재 진행 중이며 약 3백만 개의 적색편이를 측정하는 것을 목표로 하고 있습니다.[87] SDSS는 0.8만큼 높은 은하에 대한 적색편이를 기록했으며 z = 6초과하는 퀘이사의 검출에 관여했습니다. DEEP2 적색편이 조사는 새로운 "DEIMOS" 분광기를 가진 eck 망원경을 사용합니다. DEEP1의 후속 프로그램인 DEEP2는 적색편이가 0.7 이상인 희미한 은하를 측정하도록 설계되었으므로 SDSS와 2dF에 높은 적색편이를 보완할 계획입니다.[88]

물리적 광학 또는 방사선 전달의 영향

복사 전달물리 광학의 주제에 요약된 상호 작용과 현상은 전자기 복사의 파장과 주파수의 변화를 초래할 수 있습니다. 이러한 경우 시프트는 기준 프레임 간의 변환이 아니라 물질 또는 다른 광자로의 물리적 에너지 전달에 해당합니다. 이러한 이동은 전하를 띤 기본 입자, 미립자 또는 라디오 휘슬러의 라디오 현상에서 발생하는 유전체 매질의 굴절률의 변동에 관계없이 간섭 효과 또는 전자기 방사선의 산란과 같은 물리적 현상에서 발생할 수 있습니다.[21] 이러한 현상은 때때로 "적색 이동"과 "청색 이동"이라고도 하지만, 천체물리학에서 복사장의 에너지 이동을 초래하는 빛-물질 상호작용은 일반적으로 "적색 이동"이 아닌 "적색"이라고도 하며, 이는 일반적으로 위에서 논의된 효과에 대해 유보됩니다.[21]

엔트로피는 (전체 에너지를 보존하는 동안) 고에너지 광자보다 많은 저에너지 광자의 우세를 초래하기 때문에 많은 상황에서 산란은 방사선을 붉게 만듭니다.[21] 주의 깊게 제어된 조건을 제외하고, 산란은 전체 스펙트럼에 걸쳐 동일한 파장의 상대적 변화를 일으키지 않습니다. 즉, 계산된 z는 일반적으로 파장의 함수입니다. 또한, 랜덤 매체로부터의 산란은 일반적으로 여러 각도에서 일어나며, z는 산란 각도의 함수입니다. 여러 번의 산란이 발생하거나 산란 입자가 상대적인 운동을 하는 경우 일반적으로 스펙트럼 선의 왜곡도 있습니다.[21]

성간 천문학에서 가시 스펙트럼성간 적색화라고[21] 하는 현상에서 산란 과정으로 인해 더 붉게 나타날 수 있습니다. 이와 유사하게 레일리 산란은 일출이나 일몰에서 보이는 태양의 대기 적색화를 유발하고 나머지 하늘은 푸른색을 띠게 합니다. 현상은 붉은 물체에서 분광선이 다른 파장으로 이동하지 않고 광자가 가시선 안팎으로 산란되어 현상과 관련된 추가 조광 및 왜곡이 있기 때문에 적색 이동과 구별됩니다.[citation needed]

블루스시프트

적색편이의 반대는 청색편이입니다. 청색 시프트는 파장의 감소(에너지의 증가)와 그에 상응하는 주파수의 증가(전자파)를 의미합니다. 가시광선에서 이것은 스펙트럼의 파란색 끝 쪽으로 색상을 이동시킵니다.

도플러 블루스 시프트

도플러 적색편이와 청색편이

도플러 블루스 시프트는 관측자를 향한 소스의 움직임에 의해 발생합니다. 이 용어는 가시 스펙트럼 밖에서도 상대 운동으로 인한 파장 감소 및 주파수 증가에 적용됩니다. 관측자를 향해 거의 상대론적인 속도로 움직이는 물체만 육안으로 보면 눈에 띄게 더 푸르게 보이지만 반사되거나 방출된 광자나 다른 입자의 파장은 이동 방향으로 짧아집니다.[89]

도플러 블루스 시프트는 천문학에서 상대 운동을 결정하는 데 사용됩니다.

  • 안드로메다 은하국부 은하군 내에서 우리 은하를 향해 이동하고 있으며, 따라서 지구에서 관찰할 때 빛이 파란색으로 바뀌고 있습니다.[90]
  • 쌍성계의 구성 요소들은 지구를 향해 이동할 때 파란색으로 바뀔 것입니다.
  • 나선은하를 관측할 때, 우리를 향해 회전하는 면은 우리를 향해 회전하는 에 비해 약간의 파란색 변화가 있을 것입니다(툴리-피셔 관계 참조).
  • 블레이저상대론적 제트를 우리 쪽으로 추진하여 싱크로트론 복사와 파란색으로 보이는 브렘스트랄롱을 방출하는 것으로 알려져 있습니다.[citation needed]
  • 바너드 별과 같은 근처의 별들이 우리를 향해 이동하고 있으며, 이로 인해 매우 작은 블루스 시프트가 발생하고 있습니다.
  • 높은 z를 가진 먼 물체의 도플러 블루스 시프트는 훨씬 더 큰 우주론적 적색 시프트에서 빼서 팽창하는 우주에서의 상대 운동을 결정할 수 있습니다.[91]

중력 블루스 시프트

중력으로 떨어지는 물질파(양성자, 전자, 광자 등)는 더 에너지를 갖게 되고 관찰자 독립적인 청색 이동을 겪습니다.

상대적인 도플러 블루스 시프트와 달리 소스가 관측자를 향해 이동하여 광자의 수신 각도에 의존하는 중력 블루스 시프트는 절대적이며 광자의 수신 각도에 의존하지 않습니다.

중력을 일으키는 물체에서 나오는 광자는 힘을 덜 받게 됩니다. 이러한 에너지 손실은 가시 스펙트럼의 광자가 더 붉게 보이기 때문에 "붉은 이동"이라고 알려져 있습니다. 마찬가지로, 중력장으로 떨어지는 광자는 더 에너지를 갖게 되고, 블루스 시프트를 보여줍니다. 적색 이동(블루시프트) 효과의 크기는 광자의 방출 각도나 수신 각도의 함수가 아니라 광자가 전위 우물에서 얼마나 멀리 올라가야 하는지에 따라 달라집니다.[92][93]

이는 에너지 보존과 질량-에너지 등가성의 자연스러운 결과이며, 1959년 파운드-레브카 실험으로 실험적으로 확인되었습니다. 중력 블루시프트는 삭스-울프 효과를 통해 우주 마이크로파 배경(CMB) 이방성에 기여합니다. 광자가 통과하는 동안 중력 우물이 진화하면 접근 시 블루시프트의 양은 지역을 떠날중력 레드시프트의 양과 다를 것입니다.[94]

파란색 이상치

[O III] 방출선에 파란색 변화를 보이는 먼 활동 은하들이 있습니다. 가장 큰 청색 이동 중 하나는 좁은 선의 퀘이사인 PG 1543+489에서 발견되며, 상대 속도는 -1150 km/s입니다.[91] 이런 종류의 은하들을 "파란 이상치"라고 부릅니다.[91]

우주적 블루스 시프트

폭주하는 빅 크런치 수축을 겪고 있는 가상의 우주에서는 우주론적인 청색 이동이 관찰될 것이며, 더 멀리 떨어진 은하들은 점점 청색 이동이 관찰될 것입니다. 이는 실제로 현재 팽창하는 우주에서 관찰되는 우주론적 적색 이동의 정반대입니다.[citation needed]

참고 항목

참고문헌

  1. ^ Doppler, Christian (1846). Beiträge zur fixsternenkunde. Vol. 69. Prague: G. Haase Söhne. Bibcode:1846befi.book.....D.
  2. ^ Maulik, Dev (2005). "Doppler Sonography: A Brief History". In Maulik, Dev; Zalud, Ivica (eds.). Doppler Ultrasound in Obstetrics And Gynecology. Springer. ISBN 978-3-540-23088-5.
  3. ^ O'Connor, John J.; Robertson, Edmund F. (1998). "Christian Andreas Doppler". MacTutor History of Mathematics archive. University of St Andrews.
  4. ^ a b Huggins, William (1868). "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". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 158: 529–564. Bibcode:1868RSPT..158..529H. doi:10.1098/rstl.1868.0022.
  5. ^ Reber, G. (1995). "Intergalactic Plasma". Astrophysics and Space Science. 227 (1–2): 93–96. Bibcode:1995Ap&SS.227...93R. doi:10.1007/BF00678069. S2CID 30000639.
  6. ^ Pannekoek, A. (1961). A History of Astronomy. Dover. p. 451. ISBN 978-0-486-65994-7.
  7. ^ Bélopolsky, A. (1901). "On an Apparatus for the Laboratory Demonstration of the Doppler-Fizeau Principle". Astrophysical Journal. 13: 15. Bibcode:1901ApJ....13...15B. doi:10.1086/140786.
  8. ^ Eddington, Arthur Stanley (1923). The Mathematical Theory of Relativity. The University Press. p. 164.
  9. ^ "redshift". Oxford English Dictionary (Online ed.). Oxford University Press. Retrieved 2023-03-17. (가입 또는 참여기관 가입이 필요합니다.)
  10. ^ de Sitter, W. (1934). "On distance, magnitude, and related quantities in an expanding universe". Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 7: 205. Bibcode:1934BAN.....7..205D. It thus becomes urgent to investigate the effect of the redshift and of the metric of the universe on the apparent magnitude and observed numbers of nebulae of given magnitude
  11. ^ Slipher, Vesto (1912). "The radial velocity of the Andromeda Nebula". Lowell Observatory Bulletin. 1 (8): 2.56–2.57. Bibcode:1913LowOB...2...56S. The magnitude of this velocity, which is the greatest hitherto observed, raises the question whether the velocity-like displacement might not be due to some other cause, but I believe we have at present no other interpretation for it
  12. ^ Slipher, Vesto (1915). "Spectrographic Observations of Nebulae". Popular Astronomy. 23: 21–24. Bibcode:1915PA.....23...21S.
  13. ^ Slipher, Vesto (1915). "Spectrographic Observations of Nebulae". Popular Astronomy. 23: 22. Bibcode:1915PA.....23...21S.
  14. ^ Hubble, Edwin (1929). "A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae". Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 15 (3): 168–173. Bibcode:1929PNAS...15..168H. doi:10.1073/pnas.15.3.168. PMC 522427. PMID 16577160.
  15. ^ "Universe is Expanding". 2017-12-08. Retrieved 2023-09-06.
  16. ^ Friedman, A. A. (1922). "Über die Krümmung des Raumes". Zeitschrift für Physik. 10 (1): 377–386. Bibcode:1922ZPhy...10..377F. doi:10.1007/BF01332580. S2CID 125190902. English translation in Friedman, A. (1999). "On the Curvature of Space". General Relativity and Gravitation. 31 (12): 1991–2000. Bibcode:1999GReGr..31.1991F. doi:10.1023/A:1026751225741. S2CID 122950995.)
  17. ^ a b 이것은 1930년대에 우주론에서 일하는 물리학자들과 천문학자들에 의해 일찍부터 인식되었습니다. 본 통신의 상세한 내용을 기술하는 가장 초기의 일반적인 간행물은 다음과 같습니다(Reprint: ISBN 978-0-521-34976-5).
  18. ^ "Hubble census finds galaxies at redshifts 9 to 12". ESA/Hubble Press Release. Retrieved 13 December 2012.
  19. ^ 예를 들어, 2004년 5월 25일, 나사스위프트 우주 망원경감마선 폭발을 연구하는 보도 자료를 참조하십시오. "GRB의 주요 폭발 동안 얻은 감마선 스펙트럼을 측정한 결과, 명확한 특징이 없기 때문에 적색편이 지표로서의 가치는 거의 발견되지 않았습니다. 그러나 GRB 잔광을 광학적으로 관찰한 결과 식별 가능한 선으로 스펙트럼이 생성되어 정확한 적색편이 측정이 가능하게 되었습니다."
  20. ^ 대형 적색편이 측정을 정의하고 해석하는 방법은 다음을 참조하십시오.
    Huchra, John. "Extragalactic Redshifts". NASA/IPAC Extragalactic Database. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Archived from the original on 2013-12-22. Retrieved 2023-03-16.
  21. ^ a b c d e f g h i 천문학에서의 응용은 Binney and Merrifeld (1998), Carroll and Ostlie (1996), Kutner (2003)를 참조하십시오.
  22. ^ 여기서 z = 적색편이, v = 가시선에 평행한 속도(수신기에서 멀어지면 양수), c = 광속, γ = 로렌츠 인자, = 스케일 인자, G = 중력 상수, M = 물체 질량, r = 방사형 슈바르츠실트 좌표, g = t,t 성분의 메트릭 텐서
  23. ^ Ives, H.; Stilwell, G. (1938). "An Experimental study of the rate of a moving atomic clock". Journal of the Optical Society of America. 28 (7): 215–226. Bibcode:1938JOSA...28..215I. doi:10.1364/josa.28.000215.
  24. ^ Freund, Jurgen (2008). Special Relativity for Beginners. World Scientific. p. 120. ISBN 978-981-277-160-5.
  25. ^ Ditchburn, R. (1961). Light. Dover. p. 329. ISBN 978-0-12-218101-6.
  26. ^ 퀸즈랜드 대학의 "광자, 상대성 이론, 도플러 시프트 아카이브 2006-08-27 웨이백 머신" 참조
  27. ^ Bunn, E. F.; Hogg, D. W. (2009). "The kinematic origin of the cosmological redshift". American Journal of Physics. 77 (8): 688–694. arXiv:0808.1081. Bibcode:2009AmJPh..77..688B. doi:10.1119/1.3129103. S2CID 1365918.
  28. ^ Weinberg, Steven (1993). The First Three Minutes: A Modern View of the Origin of the Universe (2nd ed.). Basic Books. p. 34. ISBN 9780-465-02437-7.
  29. ^ Bergström, Lars; Goobar, Ariel (2006). Cosmology and Particle Astrophysics (2nd ed.). Springer. p. 77, Eq.4.79. ISBN 978-3-540-32924-4.
  30. ^ Longair, M. S. (1998). Galaxy Formation. Springer. p. 161. ISBN 978-3-540-63785-1.
  31. ^ Yu N Parijskij (2001). "The High Redshift Radio Universe". In Sanchez, Norma (ed.). Current Topics in Astrofundamental Physics. Springer. p. 223. ISBN 978-0-7923-6856-4.
  32. ^ a b Staff (2015). "UCLA Cosmological Calculator". UCLA. Retrieved 6 August 2022. 빛 이동 거리는 UCLA 우주 계산기를 사용하여 적색편이 값에서 계산되었으며, 2015년 기준 매개 변수 값은 다음과 같습니다. H=67.74 및 오메가=0.3089("Lambda-CDM model#Parameters"의 표/Planck 2015 참조)
  33. ^ a b Staff (2018). "UCLA Cosmological Calculator". UCLA. Retrieved 6 August 2022. 빛 이동 거리는 UCLA 우주 계산기를 사용하여 적색편이 값에서 계산되었으며, 매개변수 값은 2018년 기준: H=67.4 및 오메가=0.315("Lambda-CDM model#Parameters"의 표/Planck2018 참조)
  34. ^ a b ICRAR 우주론 계산기 - 설정 H = 67.4 및 오메가 = 0.315 ("람다-CDM 모델 #모수"의 표/Planck 2018 참조)
  35. ^ a b KEMP 우주론 계산기 - 설정 H=67.4, 오메가=0.315, 오메가=0.6847 ("Lambda-CDM model#Parameters"의 표/Planck2018 참조)
  36. ^ 허블 우주 망원경을 사용하여 5 Mpc까지의 특이한 속도를 측정한 결과는 2003년에 보고되었습니다.
  37. ^ Koupelis, Theo; Kuhn, Karl F. (2007). In Quest of the Universe (5th ed.). Jones & Bartlett Publishers. p. 557. ISBN 978-0-7637-4387-1.
  38. ^ Lewis, Geraint F.; Francis, Matthew J.; Barnes, Luke A.; Kwan, Juliana; et al. (2008). "Cosmological Radar Ranging in an Expanding Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 388 (3): 960–964. arXiv:0805.2197. Bibcode:2008MNRAS.388..960L. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13477.x. S2CID 15147382. It is perfectly valid to interpret the equations of relativity in terms of an expanding space. The mistake is to push analogies too far and imbue space with physical properties that are not consistent with the equations of relativity.
  39. ^ Chodorowski, Michal (2007). "Is space really expanding? A counterexample". Concepts Phys. 4 (1): 17–34. arXiv:astro-ph/0601171. Bibcode:2007ONCP....4...15C. doi:10.2478/v10005-007-0002-2. S2CID 15931627.
  40. ^ Bedran, M. L. (2002). "A comparison between the Doppler and cosmological redshifts" (PDF). American Journal of Physics. 70 (4): 406–408. Bibcode:2002AmJPh..70..406B. doi:10.1119/1.1446856. Retrieved 2023-03-16.
  41. ^ Harrison, Edward (1992). "The redshift-distance and velocity-distance laws". Astrophysical Journal, Part 1. 403: 28–31. Bibcode:1993ApJ...403...28H. doi:10.1086/172179.Harrison, Edward (1992). "The redshift-distance and velocity-distance laws". Astrophysical Journal, Part 1. 403: 28–31. Bibcode:1993ApJ...403...28H. doi:10.1086/172179.pdf 파일은 여기 [1]에서 확인할 수 있습니다.
  42. ^ 해리슨 2000, 302쪽.
  43. ^ Weinberg, Steven (2008). Cosmology. Oxford University Press. p. 11. ISBN 978-0-19-852682-7.
  44. ^ 이것은 특이한 속도가 없는 우주에서만 사실입니다. 그렇지 않으면 빨간색 시프트는 다음과 같이 결합됩니다.
    "후퇴"하는 특정 물체가 파란색으로 전환되고 "approach"가 빨간색으로 전환되는 다른 물체가 해결책을 제공합니다. 이 이상한 결과에 대한 자세한 내용은 다음을 참조하십시오.
  45. ^ Chant, C. A. (1930). "Notes and Queries (Telescopes and Observatory Equipment – The Einstein Shift of Solar Lines)". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 24: 390. Bibcode:1930JRASC..24..390C.
  46. ^ Einstein, A. (1907). "Über das Relativitätsprinzip und die aus demselben gezogenen Folgerungen". Jahrbuch der Radioaktivität und Elektronik. 4: 411–462. Bibcode:1908JRE.....4..411E. 페이지 458 중력장이 시계에 미치는 영향
  47. ^ Pound, R.; Rebka, G. (1960). "Apparent Weight of Photons". Physical Review Letters. 4 (7): 337–341. Bibcode:1960PhRvL...4..337P. doi:10.1103/PhysRevLett.4.337.Pound, R.; Rebka, G. (1960). "Apparent Weight of Photons". Physical Review Letters. 4 (7): 337–341. Bibcode:1960PhRvL...4..337P. doi:10.1103/PhysRevLett.4.337.이 논문이 첫 번째 측정이었습니다.
  48. ^ Sachs, R. K.; Wolfe, A. M. (1967). "Perturbations of a cosmological model and angular variations of the cosmic microwave background". Astrophysical Journal. 147 (73): 73. Bibcode:1967ApJ...147...73S. doi:10.1086/148982.
  49. ^ a b S.V. 필리펜코(2013-2021) "종이와 연필 우주 계산기" arxiv:1303.5961, 인용 차트와 공식의 기반이 되는 Fortran-90 코드 포함.
  50. ^ 우주적 적색편이가 처음 발견되었을 때 프리츠 츠비키는 피로한 빛이라고 알려진 효과를 제안했습니다. 보통 역사적 관심을 위해 고려되지만, 비표준 우주론에 의해 활용되는 고유한 적색편이 제안과 함께 사용되는 경우도 있습니다. 1981년 H. J. Reboul은 1930년대부터 문헌에서 논의되어 온 많은 대체 적색편이 메커니즘을 요약했습니다. 2001년 제프리 버비지(Geoffrey Burbidge)는 리뷰에서 1960년대 이후 더 넓은 천문학계가 그러한 논의를 소외시켰다고 말했습니다. 버비지와 할튼 아프는 퀘이사의 본질에 대한 신비를 조사하면서 대체 적색편이 메커니즘을 개발하려고 노력했고, 동료 과학자들 중 극소수만이 그들의 연구를 받아들였습니다. 게다가, 대체 이론은 Ia형 초신성에서 관측되는 시간 규모의 증가를 설명할 수 없다고 지적했습니다.
  51. ^ 측광학 주제를 검토하려면 다음을 고려하십시오.
  52. ^ 이 기술은 다음과 같이 처음 설명되었습니다.
  53. ^ Bolzonella, M.; Miralles, J.-M.; Pelló, R. (2000). "Photometric redshifts based on standard SED fitting procedures". Astronomy and Astrophysics. 363: 476–492. arXiv:astro-ph/0003380. Bibcode:2000A&A...363..476B.
  54. ^ David Hogg와 SDSS 협력의 다른 구성원들의 K-수정에 대한 교육학적 개요는 다음에서 확인할 수 있습니다.
  55. ^ 태양계외 행성 추적기는 이 기술을 사용하여 여러 물체의 적색편이 변화를 한 번에 추적할 수 있는 최신 관측 프로젝트입니다.
  56. ^ Libbrecht, Keng (1988). "Solar and stellar seismology" (PDF). Space Science Reviews. 47 (3–4): 275–301. Bibcode:1988SSRv...47..275L. doi:10.1007/BF00243557. S2CID 120897051.
  57. ^ 1871년에 헤르만 칼 보겔은 금성회전율을 측정했습니다. 베스토 슬립허는 나선 성운에 관심을 돌렸을 때 그러한 측정을 수행하고 있었습니다.
  58. ^ 주제에 대한 오르트, J. H.의 초기 검토:
  59. ^ Asaoka, Ikuko (1989). "X-ray spectra at infinity from a relativistic accretion disk around a Kerr black hole". Publications of the Astronomical Society of Japan. 41 (4): 763–778. Bibcode:1989PASJ...41..763A.
  60. ^ Rybicki, G. B.; Lightman, A. R. (1979). Radiative Processes in Astrophysics. John Wiley & Sons. p. 288. ISBN 0-471-82759-2.
  61. ^ "Cosmic Detectives". The European Space Agency (ESA). 2013-04-02. Retrieved 2013-04-25.
  62. ^ 우주 마이크로파 배경의 정확한 측정은 COBE 실험에 의해 달성되었습니다. 2.73 K의 최종 발표 온도는 이 논문에서 다음과 같이 보고되었습니다. 2006년 기준으로 가장 정확한 측정은 WMAP 실험을 통해 이루어졌습니다.
  63. ^ a b 피블스(1993).
  64. ^ Binney, James; Treimane, Scott (1994). Galactic dynamics. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08445-9.
  65. ^ "The Nobel Prize in Physics 2011: Information for the Public" (PDF). nobelprize.org. Retrieved 2023-06-13.
  66. ^ Oesch, P. A.; et al. (March 1, 2016). "A Remarkably Luminous Galaxy at z=11.1 Measured with Hubble Space Telescope Grism Spectroscopy". The Astrophysical Journal. 819 (2): 129. arXiv:1603.00461. Bibcode:2016ApJ...819..129O. doi:10.3847/0004-637X/819/2/129. S2CID 119262750.
  67. ^ Lehnert, M. D.; Nesvadba, N. P.; Cuby, J. G.; Swinbank, A. M.; et al. (2010). "Spectroscopic Confirmation of a galaxy at redshift z = 8.6". Nature. 467 (7318): 940–942. arXiv:1010.4312. Bibcode:2010Natur.467..940L. doi:10.1038/nature09462. PMID 20962840. S2CID 4414781.
  68. ^ Watson, Darach; Christensen, Lise; Knudsen, Kirsten Kraiberg; Richard, Johan; Gallazzi, Anna; Michałowski, Michał Jerzy (2015). "A dusty, normal galaxy in the epoch of reionization". Nature. 519 (7543): 327–330. arXiv:1503.00002. Bibcode:2015Natur.519..327W. doi:10.1038/nature14164. PMID 25731171. S2CID 2514879.
  69. ^ Bradley, L. D.; et al. (2008). "Discovery of a Very Bright Strongly Lensed Galaxy Candidate at z ~ 7.6". The Astrophysical Journal. 678 (2): 647–654. arXiv:0802.2506. Bibcode:2008ApJ...678..647B. doi:10.1086/533519. S2CID 15574239.
  70. ^ Egami, E.; et al. (2005). "Spitzer and Hubble Space Telescope Constraints on the Physical Properties of the z~7 Galaxy Strongly Lensed by A2218". The Astrophysical Journal. 618 (1): L5–L8. arXiv:astro-ph/0411117. Bibcode:2005ApJ...618L...5E. doi:10.1086/427550. S2CID 15920310.
  71. ^ Salvaterra, R.; Valle, M. Della; Campana, S.; Chincarini, G.; et al. (2009). "GRB 090423 reveals an exploding star at the epoch of re-ionization". Nature. 461 (7268): 1258–60. arXiv:0906.1578. Bibcode:2009Natur.461.1258S. doi:10.1038/nature08445. PMID 19865166. S2CID 205218263.
  72. ^ Chu, Jennifer (2017-12-06). "Scientists observe supermassive black hole in infant universe". MIT News. Massachusetts Institute of Technology.
  73. ^ Bañados, Eduardo; Venemans, Bram P.; Mazzucchelli, Chiara; Farina, Emanuele P.; Walter, Fabian; Wang, Feige; Decarli, Roberto; Stern, Daniel; Fan, Xiaohui; Davies, Frederick B.; Hennawi, Joseph F.; Simcoe, Robert A.; Turner, Monica L.; Rix, Hans-Walter; Yang, Jinyi; Kelson, Daniel D.; Rudie, Gwen C.; Winters, Jan Martin (January 2018). "An 800-million-solar-mass black hole in a significantly neutral Universe at a redshift of 7.5". Nature. 553 (7689): 473–476. arXiv:1712.01860. Bibcode:2018Natur.553..473B. doi:10.1038/nature25180. PMID 29211709. S2CID 205263326.
  74. ^ Saxena, A. (2018). "Discovery of a radio galaxy at z = 5.72". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 480 (2): 2733–2742. arXiv:1806.01191. Bibcode:2018MNRAS.480.2733S. doi:10.1093/mnras/sty1996. S2CID 118830412.
  75. ^ Walter, Fabian; Bertoldi, Frank; Carilli, Chris; Cox, Pierre; et al. (2003). "Molecular gas in the host galaxy of a quasar at redshift z = 6.42". Nature. 424 (6947): 406–8. arXiv:astro-ph/0307410. Bibcode:2003Natur.424..406W. doi:10.1038/nature01821. PMID 12879063. S2CID 4419009.
  76. ^ Smail, Ian; Owen, F. N.; Morrison, G. E.; Keel, W. C.; et al. (2002). "The Diversity of Extremely Red Objects". The Astrophysical Journal. 581 (2): 844–864. arXiv:astro-ph/0208434. Bibcode:2002ApJ...581..844S. doi:10.1086/344440. S2CID 51737034.
  77. ^ Totani, Tomonori; Yoshii, Yuzuru; Iwamuro, Fumihide; Maihara, Toshinori; et al. (2001). "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. arXiv:astro-ph/0108145. Bibcode:2001ApJ...558L..87T. doi:10.1086/323619. S2CID 119511017.
  78. ^ Lineweaver, Charles; Davis, Tamara M. (2005). "Misconceptions about the Big Bang". Scientific American. 292 (3): 36–45. Bibcode:2005SciAm.292c..36L. doi:10.1038/scientificamerican0305-36.
  79. ^ Naoz, S.; Noter, S.; Barkana, R. (2006). "The first stars in the Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 373 (1): L98–L102. arXiv:astro-ph/0604050. Bibcode:2006MNRAS.373L..98N. doi:10.1111/j.1745-3933.2006.00251.x. S2CID 14454275.
  80. ^ Lesgourgues, J; Pastor, S (2006). "Massive neutrinos and cosmology". Physics Reports. 429 (6): 307–379. arXiv:astro-ph/0603494. Bibcode:2006PhR...429..307L. doi:10.1016/j.physrep.2006.04.001. S2CID 5955312.
  81. ^ Grishchuk, Leonid P (2005). "Relic gravitational waves and cosmology". Physics-Uspekhi. 48 (12): 1235–1247. arXiv:gr-qc/0504018. Bibcode:2005PhyU...48.1235G. doi:10.1070/PU2005v048n12ABEH005795. S2CID 11957123.
  82. ^ Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub J. A.; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (4 June 2015). "Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation". The Astrophysical Journal. 808 (2): 139. arXiv:1504.01734. Bibcode:2015ApJ...808..139S. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139. S2CID 18471887.
  83. ^ Overbye, Dennis (17 June 2015). "Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos". The New York Times. Retrieved 17 June 2015.
  84. ^ Geller, M. J.; Huchra, J. P. (1989). "Mapping the Universe". Science. 246 (4932): 897–903. Bibcode:1989Sci...246..897G. doi:10.1126/science.246.4932.897. PMID 17812575. S2CID 31328798.
  85. ^ 자세한 내용은 CfA 웹사이트를 참조하십시오.
  86. ^ Cole, Shaun; Percival, Will J.; Peacock, John A.; Norberg, Peder; et al. (2005). "The 2dF galaxy redshift survey: Power-spectrum analysis of the final dataset and cosmological implications". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 362 (2): 505–34. arXiv:astro-ph/0501174. Bibcode:2005MNRAS.362..505C. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09318.x. S2CID 6906627. 2dF Galaxy Redshift Survey homepage Archived 2007-02-05 at the Wayback Machine
  87. ^ "SDSS-III". www.sdss3.org. Retrieved 2023-03-20.
  88. ^ Davis, Marc; DEEP2 collaboration (2002). Science objectives and early results of the DEEP2 redshift survey. Conference on Astronomical Telescopes and Instrumentation, Waikoloa, Hawaii, 22–28 Aug 2002. arXiv:astro-ph/0209419. Bibcode:2003SPIE.4834..161D. doi:10.1117/12.457897.
  89. ^ Kuhn, Karl F.; Koupelis, Theo (2004). In Quest of the Universe. Jones & Bartlett Publishers. pp. 122–3. ISBN 978-0-7637-0810-8.
  90. ^ Woodhouse, Chris (2017-12-04). "M31 (Andromeda Galaxy)". The Astrophotography Manual (2nd ed.). Routledge. pp. 308–313. doi:10.4324/9781315159225-42. ISBN 978-1-315-15922-5.
  91. ^ a b c Aoki, Kentaro; Kawaguchi, Toshihiro; Ohta, Kouji (January 2005). "The Largest Blueshifts of the [O III] Emission Line in Two Narrow-Line Quasars". Astrophysical Journal. 618 (2): 601–608. arXiv:astro-ph/0409546. Bibcode:2005ApJ...618..601A. doi:10.1086/426075. S2CID 17680991.
  92. ^ Nemiroff, R. J. (1993). "Gravitational Principles and Mathematics". NASA.
  93. ^ Nemiroff, R. J. (1993). "Visual distortions near a neutron star and black hole". American Journal of Physics. 61 (7): 619–632. arXiv:astro-ph/9312003v1. Bibcode:1993AmJPh..61..619N. doi:10.1119/1.17224. S2CID 16640860.
  94. ^ Bonometto, Silvio; Gorini, Vittorio; Moschella, Ugo (2002). Modern Cosmology. CRC Press. ISBN 978-0-7503-0810-6.

원천

기사들

  • Odenwald, S. & Fienberg, RT. 1993; "은하 적색편이 재고" 2003년 2월 Sky & Telescope에서 pp31-35 (이 기사는 적색편이의 세 가지 유형과 그 원인을 구별하는 데 유용합니다.)
  • 라인위버, 찰스 H. 그리고 타마라 M. Davis, "빅뱅에 대한 오해", Scientific American, 2005년 3월. (이 기사는 우주론적 적색편이 메커니즘을 설명하고 우주 팽창의 물리학에 대한 오해를 푸는 데 유용합니다.)

책들

외부 링크