Красное смещение

Красное смещение, понижение частот электромагнитного излучения, одно из проявлений Доплера эффекта. Название «К. с.» связано с тем, что в видимой части спектра в результате этого явления линии оказываются смещенными к его красному концу; К. с. наблюдается и в излучениях любых др. частот, например в радиодиапазоне. Противоположный эффект, связанный с повышением частот, называется синим (или фиолетовым) смещением. Чаще всего термин «К. с.» используется для обозначения двух явлений — космологическое К. с. и гравитационное К. с.

  Космологическим (метагалактическим) К. с. называют наблюдаемое для всех далёких источников (галактик, квазаров) понижение частот излучения, свидетельствующее об удалении этих источников друг от друга и, в частности, от нашей Галактики, т. е. о нестационарности (расширении) Метагалактики. К. с. для галактик было обнаружено американским астрономом В. Слайфером в 1912—14; в 1929 Э. Хаббл открыл, что К. с. для далёких галактик больше, чем для близких, и возрастает приблизительно пропорционально расстоянию (закон К. с., или закон Хаббла). Предлагались различные объяснения наблюдаемого смещения спектральных линий. Такова, например, гипотеза о распаде световых квантов за время, составляющее миллионы и миллиарды лет, в течение которого свет далёких источников достигает земного наблюдателя; согласно этой гипотезе, при распаде уменьшается энергия, с чем связано и изменение частоты излучения. Однако эта гипотеза не подтверждается наблюдениями. В частности, К. с. в разных участках спектра одного и того же источника, в рамках гипотезы, должно быть различным. Между тем все данные наблюдений свидетельствуют о том, что К. с. не зависит от частоты, относительное изменение частоты z = (n₀— n)/n₀ совершенно одинаково для всех частот излучения не только в оптическом, но и в радиодиапазоне данного источника (n₀ — частота некоторой линии спектра источника, n — частота той же линии, регистрируемая приёмником; n<n₀). Такое изменение частоты — характерное свойство доплеровского смещения и фактически исключает все др. истолкования К. с.

  В относительности теории доплеровское К. с. рассматривается как результат замедления течения времени в движущейся системе отсчёта (эффект специальной теории относительности). Если скорость системы источника относительно системы приёмника составляет u (в случае метагалактич. К. с. u — это лучевая скорость), то

   (c — скорость света в вакууме) и по наблюдаемому К. с. легко определить лучевую скорость источника: . Из этого уравнения следует, что при z ® ¥ скорость v приближается к скорости света, оставаясь всегда меньше её (v < с). При скорости v, намного меньшей скорости света (u << с), формула упрощается: u » cz. Закон Хаббла в этом случае записывается в форме u = cz = Hr (r — расстояние, Н — постоянная Хаббла). Для определения расстояний до внегалактических объектов по этой формуле нужно знать численное значение постоянной Хаббла Н. Знание этой постоянной очень важно и для космологии: с ней связан т. н. возраст Вселенной.

  Вплоть до 50-х гг. 20 в. внегалактические расстояния (измерение которых связано, естественно, с большими трудностями) сильно занижались, в связи с чем значение Н, определённое по этим расстояниям, получилось сильно завышенным. В начале 70-х гг. 20 в. для постоянной Хаббла принято значение Н = 53 ± 5 (км/сек)/Мгпс, обратная величина Т = 1/Н = 18 млрд. лет.

  Фотографирование спектров слабых (далёких) источников для измерения К. с., даже при использовании наиболее крупных инструментов и чувствительных фотопластинок, требует благоприятных условий наблюдений и длительных экспозиций. Для галактик уверенно измеряются смещения z » 0,2, соответствующие скорости u » 60 000 км/сек и расстоянию свыше 1 млрд. пс. При таких скоростях и расстояниях закон Хаббла применим в простейшей форме (погрешность порядка 10%, т. е. такая же, как погрешность определения Н). Квазары в среднем в сто раз ярче галактик и, следовательно, могут наблюдаться на расстояниях в десять раз больших (если пространство евклидово). Для квазаров действительно регистрируются z » 2 и больше. При смещениях z = 2 скорость u » 0,8×с = 240 000 км/сек. При таких скоростях уже сказываются специфические космологические эффекты — нестационарность и кривизна пространства — времени; в частности, становится неприменимым понятие единого однозначного расстояния (одно из расстояний — расстояние по К. с. — составляет здесь, очевидно, r= ulH = 4,5 млрд. пс). К. с. свидетельствует о расширении всей доступной наблюдениям части Вселенной; это явление обычно называется расширением (астрономической) Вселенной.

  Гравитационное К. с. является следствием замедления темпа времени и обусловлено гравитационным полем (эффект общей теории относительности). Это явление (называется также эффектом Эйнштейна, обобщённым эффектом Доплера) было предсказано А. Эйнштейном в 1911, наблюдалось начиная с 1919 сначала в излучении Солнца, а затем и некоторых др. звёзд. Гравитационное К. с. принято характеризовать условной скоростью u, вычисляемой формально по тем же формулам, что и в случаях космологического К. с. Значения условной скорости: для Солнца u = 0,6 км/сек, для плотной звезды Сириус В u = 20 км/сек. В 1959 впервые удалось измерить К. с., обусловленное гравитационным полем Земли, которое очень мало: u = 7,5×10^-5см/ сек (см. Мёссбауэра эффект). В некоторых случаях (например, при коллапсе гравитационном) должно наблюдаться К. с. обоих типов (в виде суммарного эффекта).

  Лит.: Ландау Л. Д., Лифшиц Е. М., Теория поля, 4 изд., М., 1962, § 89, 107; Наблюдательные основы космологии, пер.(перевод) с англ.(английский), М., 1965.

  Г. И. Наан.