Красное смещение

Красное смещение — это явление, наблюдаемое в астрономии, при котором спектральные линии излучения космических объектов (галактик, квазаров, звёзд) смещены в сторону длинноволновой (красной) части спектра относительно их лабораторных значений. Количественно красное смещение (обозначается латинской буквой z) определяется как отношение разности наблюдаемой и испущенной длин волн к испущенной длине волны. В контексте общей теории относительности и космологии красное смещение интерпретируется как следствие расширения Вселенной, что является одним из ключевых наблюдательных подтверждений модели Большого взрыва.

История открытия и изучения

Первые наблюдения, связанные с красным смещением, были сделаны в конце XIX — начале XX века. В 1868 году английский астроном Уильям Хаггинс впервые измерил лучевую скорость звезды Сириус по доплеровскому смещению спектральных линий, однако это были единичные случаи, не связанные с космологией.

Систематическое изучение красного смещения началось в 1910-х годах в обсерватории Лоуэлла (Аризона, США). Американский астроном Весто Слайфер, изучая спектры «спиральных туманностей» (как тогда называли галактики), обнаружил, что у большинства из них линии смещены в красную сторону. К 1917 году он измерил красное смещение для 25 туманностей. Это указывало на то, что эти объекты удаляются от Земли с большими скоростями.

Решающий вклад в интерпретацию красного смещения внёс американский астроном Эдвин Хаббл. В 1929 году, используя данные Слайфера и собственные измерения расстояний до галактик, Хаббл опубликовал работу, в которой показал существование линейной зависимости между расстоянием до галактики и скоростью её удаления (красным смещением). Эта зависимость получила название закона Хаббла: скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию до неё (v = H₀ × d, где H₀ — постоянная Хаббла). Открытие Хаббла стало первым прямым наблюдательным доказательством расширения Вселенной.

В 1930-х годах бельгийский астроном Жорж Леметр, независимо от Хаббла, математически обосновал идею расширения Вселенной, связав красное смещение с эффектом расширения пространства, а не с простым движением галактик в статичном пространстве. В 1960-х годах открытие квазаров с очень большими красными смещениями (z > 2) подтвердило, что эти объекты находятся на огромных расстояниях и наблюдаются в ранней Вселенной.

Природа и механизмы возникновения

Красное смещение может быть вызвано несколькими физическими механизмами, которые различаются по своей природе.

Космологическое красное смещение

Это основной тип, наблюдаемый у далёких галактик и квазаров. Оно возникает из-за расширения пространства Вселенной. Согласно общей теории относительности, фотон, путешествуя от далёкого объекта к наблюдателю, «растягивается» вместе с расширяющимся пространством. Его длина волны увеличивается, и он смещается в красную сторону. Чем дольше фотон находится в пути, тем больше он испытывает расширение, и тем больше красное смещение. Космологическое красное смещение не является эффектом Доплера в классическом смысле, так как оно вызвано не движением источника в пространстве, а расширением самого пространства.

Доплеровское красное смещение

Этот тип возникает, когда источник света движется относительно наблюдателя. Если источник удаляется, длина волны излучения увеличивается (красное смещение); если приближается — уменьшается (синее смещение). Доплеровское красное смещение наблюдается у звёзд в галактиках, у двойных звёздных систем, а также у объектов, движущихся в гравитационных полях (например, у звёзд, вращающихся вокруг центра галактики). В отличие от космологического, оно не зависит от расстояния и определяется только относительной скоростью.

Гравитационное красное смещение

Этот эффект предсказывается общей теорией относительности и возникает из-за влияния сильного гравитационного поля на время и пространство. Фотон, покидающий массивный объект (например, нейтронную звезду, чёрную дыру или белый карлик), теряет энергию, преодолевая гравитационное притяжение. Потеря энергии приводит к увеличению длины волны — красному смещению. Гравитационное красное смещение было экспериментально подтверждено в 1959 году в эксперименте Паунда — Ребки (США) с использованием гамма-излучения. В астрономии оно используется для измерения массы компактных объектов.

Количественная характеристика и измерение

Красное смещение z определяется по формуле:

z = (λ_набл — λ_исп) / λ_исп

где λ_набл — наблюдаемая длина волны спектральной линии, λ_исп — длина волны той же линии в лабораторных условиях (например, линия водорода Hα — 656,3 нм).

Для небольших значений z (z << 1) скорость удаления объекта v приближённо равна v ≈ c × z, где c — скорость света. Для больших z (z > 1) эта линейная зависимость нарушается, и для расчёта скорости и расстояния необходимо использовать релятивистские формулы, учитывающие космологическую модель.

Измерение красного смещения производится с помощью спектроскопии. Спектрограф, установленный на телескопе, разлагает свет от объекта в спектр, в котором выделяются характерные линии (например, линии водорода, гелия, кальция). Сравнивая их положение с лабораторными стандартами, астрономы вычисляют z. Для объектов с очень большим z (например, для галактик на расстоянии более 10 миллиардов световых лет) спектральные линии могут смещаться в инфракрасный диапазон, что требует использования инфракрасных спектрографов.

Значение в астрономии и космологии

Красное смещение является фундаментальным инструментом для изучения Вселенной.

Определение расстояний

Закон Хаббла позволяет оценивать расстояния до далёких галактик по их красному смещению. Для этого необходимо знать постоянную Хаббла H₀, которая в настоящее время оценивается в 67–73 км/с на мегапарсек (в зависимости от метода измерения). Чем больше z, тем дальше объект и тем более раннюю эпоху Вселенной мы наблюдаем. Например, галактики с z ≈ 1 находятся на расстоянии около 8 миллиардов световых лет, а с z ≈ 10 — на расстоянии более 13 миллиардов световых лет.

Изучение эволюции Вселенной

Красное смещение позволяет «заглянуть в прошлое». Наблюдая объекты с разными z, астрономы могут изучать, как менялись галактики, звёзды и межгалактическая среда на протяжении космической истории. Например, квазары с z > 6 показывают, что сверхмассивные чёрные дыры существовали уже через 800–900 миллионов лет после Большого взрыва.

Космологические параметры

Распределение красных смещений у далёких сверхновых типа Ia, гамма-всплесков и галактик используется для уточнения параметров космологической модели — плотности тёмной материи, тёмной энергии и постоянной Хаббла. В 1998 году наблюдения сверхновых с высоким красным смещением (z ≈ 0,5–1) привели к открытию ускоренного расширения Вселенной, за что в 2011 году была присуждена Нобелевская премия по физике Солу Перлмуттеру, Брайану Шмидту и Адаму Риссу.

Примеры и рекордные значения

Самые большие красные смещения наблюдаются у самых далёких объектов, видимых в современные телескопы.

• Галактика GN-z11 (созвездие Большая Медведица) — на момент открытия в 2016 году имела z ≈ 11,1, что соответствует возрасту Вселенной около 400 миллионов лет после Большого взрыва. Обнаружена космическим телескопом «Хаббл».
• Галактика HD1 (созвездие Секстант) — в 2022 году объявлена как кандидат с z ≈ 13,3, что соответствует возрасту Вселенной около 330 миллионов лет. Данные получены телескопами «Субару», «Спитцер» и «Хаббл».
• Квазар J0313-1806 (созвездие Эридан) — на 2023 год является самым далёким известным квазаром с z ≈ 7,64, что соответствует возрасту Вселенной около 670 миллионов лет. Его сверхмассивная чёрная дыра имеет массу около 1,6 миллиарда солнечных масс.

Эти объекты находятся на пределе возможностей современных телескопов, и их изучение продолжается с помощью космического телескопа «Джеймс Уэбб» (запущен в 2021 году), который способен наблюдать инфракрасное излучение объектов с z > 10.

Источники

1. Хаббл Э. «Соотношение между расстоянием и лучевой скоростью среди внегалактических туманностей» (1929).
2. Леметр Ж. «Расширение Вселенной» (1931).
3. Слайфер В. «Спектры спиральных туманностей» (1917).
4. Перлмуттер С., Шмидт Б., Рисс А. «Наблюдения сверхновых и ускоренное расширение Вселенной» (1998).
5. Общая теория относительности: учебник / Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М. — М.: Наука, 1973.
6. Данные телескопа «Хаббл»: NASA/ESA, 2016, 2022.
7. Данные телескопа «Джеймс Уэбб»: NASA/ESA/CSA, 2022–2023.