Нахождение космологического красного смещения галактики в расширяющейся Вселенной

Во-первых, я понимаю, что такое эффект Доплера, когда речь идет о звуковых или световых волнах.

Из всего, что я читал, нам говорят, что Вселенная постоянно расширяется, поскольку все наблюдаемое нами излучение имеет красное смещение. Если предположить, что мы наблюдаем далекую галактику/начало, которая удаляется от нас, волны ЭМИ, падающие на нас из этой галактики, смещены в красную сторону. Мой вопрос:

Откуда мы знаем, что свет имеет красное смещение? Когда вы измеряете его длину волны, вам дается только ОДНО значение λ , верно? Как узнать, какой была его первоначальная длина волны? Только после того, как мы узнаем оба значения (фактическая длина волны, когда она была испущена, и длина волны, которую мы измеряем на Земле), мы можем утверждать, что галактика/звезда удаляется.

Я всегда предполагал, что можно наблюдать как длину волны фотонов, так и энергию, и есть какое-то несоответствие, которое говорит нам, что свет смещен в красную сторону. Но это не имеет смысла, так как длину волны обычно определяют на основе энергии фотона... Тут я запутался.

Энергия фотона однозначно определяется его длиной волны, т. Е "=" час с / λ , так что вы не можете пытаться использовать какое-то несоответствие между энергией фотона и его длиной волны, чтобы что-то открыть.
одно слово: спектроскопия

Ответы (2)

Каждая звезда или галактика содержит некоторые элементы, и каждый элемент излучает определенную частоту. Вот линии Солнца ( https://en.wikipedia.org/wiki/Fraunhofer_lines )

В частности, Водород присутствует почти везде, и линии Водорода видны в большинстве спектров галактик. Линия Водород-альфа особенно сильна во многих галактиках.

Это электромагнитное излучение имеет точную частоту 1420,40575177 МГц, что эквивалентно длине волны вакуума 21,1 0611405413 см в свободном пространстве.

( https://en.wikipedia.org/wiki/Hydrogen_line ) ( http://www.astro.washington.edu/courses/labs/clearinghouse/labs/HubbleLaw/measurements.html )

Они просто сравнивают стандартное значение H-линии (или любого другого элемента) со значением, исходящим от звезды/галактики, и получают значение z (красное смещение): 1 + г "=" λ о б с в г λ е м я т ,

г "=" λ о б с в г λ е м я т − 1
.

Значение 211 см дало бы красное смещение (211/21,1 -1): z = 9

Обновлять

Но это не имеет смысла, поскольку длину волны обычно определяют на основе энергии фотона.

Такие высокие частоты не могут быть обнаружены. Обычно бывает наоборот, но вы правы: частоте соответствует только одна длина волны, и она никогда не меняется.

У меня вопрос вдогонку. Можно ли измерить энергию падающего фотона, а затем вычислить его «наблюдаемую» длину волны?

Как я уже сказал, спектрография измеряет непосредственно длину волны излучения ( https://en.wikipedia.org/wiki/Spectrography )

если это 211 см., вы сразу знаете космологическое красное смещение (z) = 9

Эй, у меня есть дополнительный вопрос. Можно ли измерить энергию падающего фотона, а затем вычислить его «наблюдаемую» длину волны?
@ user57074 Вы должны задать это как новый вопрос, а не в комментарии. Но, короче говоря, фотон обладает энергией «наблюдаемой» длины волны — когда вы меняете инерциальную систему отсчета, энергия больше не «сохраняется» так, как вы ожидаете.
@user57074 user57074 Это зависит от того, в какой части электромагнитного спектра вы наблюдаете и какие детекторы используются. В рентгеновских лучах вы обычно измеряете энергию фотона. В оптической части спектра вы обычно измеряете длину волны.

Ответ на этот вопрос заключается в том, что если вы можете видеть только одну линию или особенность в спектре, то красное смещение нельзя измерить , если у вас нет какой-либо другой информации, позволяющей угадать, чем вызвана линия или особенность в спектре (например, 21-сантиметровая линия водорода в радиодиапазоне настолько сильна и вездесуща, что обычно ее можно сразу идентифицировать).

Более обычная ситуация, особенно в оптической и инфракрасной частях спектра, состоит в том, что у вас есть две, а часто и несколько больше особенностей или линий в наблюдаемом спектре.

Если у нас есть две линии с длинами волн в остальной (лабораторной) системе отсчета λ 1 и λ 2 , и сказать, что они сдвинуты в красную сторону на величину ( 1 + г ) , где г ≃ в / с (примерно верно, когда в ≪ с ). Мы обозначаем наблюдаемые длины волн с красным смещением от далекой галактики как λ 1 ′ и λ 2 ′ , такой, что

λ 1 ′ "=" ( 1 + г ) λ 1               λ 2 ′ "=" ( 1 + г ) λ 2

Суть алгебры в том, что все длины волн линий смещаются точно в один и тот же множитель. ( 1 + г ) . Следовательно, набор линий в спектре (например, серия Бальмера водорода, или тесная пара линий кальция H и K, или линий D натрия) повторяется и может быть легко распознан как таковой в спектре с красным смещением. Затем, по идентифицированным линиям, можно легко рассчитать красное смещение по наблюдаемым длинам волн.

Нахождение космологического красного смещения галактики в расширяющейся Вселенной
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v