Определение расстояний до галактик. Доплеровское, гравитационное и космологическое красное смещение.

Методы определения расстояний до галактик

• Галактики – очень удалённые объекты. Только в сравнительно близких из них при помощи больших телескопов можно выделить наиболее яркие звёзды.

• Тогда, используя, например, зависимость между периодом и светимостью (абсолютной звёздной величиной) для цефеид:

и измерив видимую звёздную величину, можно вычислить сначала модуль расстояния, а затем и расстояние до галактики.

• Самый важный эмпирический метод нахождения расстояний до галактик, который применим и для очень удалённых объектов, основан на определении величины красного смещения линий в спектрах галактик.

Доплеровское красное смещение

• Красное смещение — сдвиг спектральных линий излучения атомов и ионов в красную (длинноволновую) область.

• Величина красного смещения определяется следующим образом:

где λ o – наблюдаемая (observed) длина волны, λ е – длина испущенной (emission) источником волны.

• Доплеровское смещение длины волны в спектре источника, движущегося с лучевой скоростью u:

Гравитационное красное смещение

• Гравитационное красное смещение (эффект Эйнштейна) является проявлением эффекта изменения частоты электромагнитного излучения по мере удаления от массивных объектов, таких как звёзды и чёрные дыры.

• Этот эффект не ограничивается исключительно электромагнитным излучением, а проявляется во всех периодических процессах, и, таким образом, связан с более общим гравитационным замедлением времени.

• Гравитационное замедление времени —физическое явление, заключающееся в изменении темпа хода часов в гравитационном потенциале. Измеряющие частоты часы (атомы или атомные ядра) идут быстрее (увеличивают свои характерные частоты) на большем удалении от гравитационного центра, а «частота» фотона в статическом гравитационном поле не изменяется.

• Гравитационное красное смещение в спектре испускания сферического тела на расстоянии r > r_g:

• Величины гравитационного красного смещения очень малы: на поверхности Земли относительно её центра z_g ~ 10^–15; для Солнца z_g ~ 2·10^–6; для белых карликов z_g ~ 10^–4–10^–5.

• В 1960 году Р. Паунд и Г. Ребка (Гарвард) впервые осуществили эксперимент по измерению

гравитационного красного смещения в земных условиях.

• Фотон, испускаемый ядром 57Fe с энергией 14,4 кэВ, проходил расстояние 22,6 м по вертикали в

поле тяготения Земли и резонансно поглощался мишенью из того же материала (эффект Мёссбауэра).

• Изменение частоты составило (2.57 ± 0.26)·10–15, погрешность ~ 10%.

• В настоящее время результаты подобных экспериментов отличаются от теоретических расчётов на 0.01%.

Космологическое красное смещение

• Космологическое красное смещение — наблюдаемое для всех далёких (гравитационно не связанных) источников (галактики, квазары) уменьшение частот излучения (увеличение длин волн), свидетельствующее о динамическом удалении этих источников друг от друга и, в частности, от нашей Галактики, то есть о нестационарности (расширении) Вселенной.

• Т.о., космологическое красное смещение связано с общим расширением Вселенной и при малых скоростях (z << 1) может быть интерпретировано как совместное действие эффектов Доплера

и Эйнштейна.

• Для нестационарной изотропной и однородной Вселенной величина космологического красного смещения определяется масштабным фактором R (t) пространства в моменты испускания (te) и

регистрации (to) излучения:

• В спектрах галактик зарегистрированы значения zc ≈ 3, в спектрах квазаров zc ≈ 4,5. В последние годы обнаружены квазары zc ≈ 7 и галактики с zc > 8.

• Чем больше космологическое красное смещение, тем «дальше» во времени (т.е. «старше» по сравнению с нами) является источник.

• Для галактик величина красного смещения не может превышать 30.

• В пределе для источника, находящегося на горизонте Вселенной, наблюдаемая частота стремится к нулю, а красное смещение бесконечно.

• На самом деле, величина космологического красного смещения ограничена ~1 000, соответствующего реликтовому излучению, т.е. поверхности последнего рассеяния.