Կարմիր շեղում

Կարմիր շեղում, էլեկտրամագնիսական ճառագայթման, այդ թվում լույսի ու ռադիոճառագայթման ալիքի երկարության աճ, որի հետևանքով սպեկտրում գծերը շեղվում են դեպի երկարալիք (տեսանելի ճառագայթման դեպքում՝ կարմիր) տիրույթը։ Կապույտ շեղման հակառակ երևույթն է։

Հեռավոր գալակտիկաների կուտակումների օպտիկական սպեկտրների կլանման գծերը (աջից), համեմետած Արեգակի օպտիկական սպեկտրի կլանման գծերի հետ։ Սլաքներով ցույց է տրված կարմիր շեղումը։ Ալիքի երկարությունը աճում է կարմիրի ուղղությամբ (հետևաբար հաճախությունը նվազում է)։

Գրավիտացիոն կարմիր շեղում

Գրավիտացիոն կարմիր շեղումը պայմանավորված է ուժեղ ձգողական դաշտից դեպի ավելի թույլ դաշտը ճառագայթման անցումով (օրինակ, աստղից դեպի դիտորդը)։ Կանխագուշակել է Ալբերտ Այնշտայնը 1911 թ․, որպես ուժեղ ձգողական դաշտում ժամանակի ընթացքի դանդաղելու հետևանք։ Գրավիտացիոն կարմիր շեղումը առաջին անգամ դիտվել է Սիրիուս-B սպիտակ թզուկ աստղի սպեկտրում։

Կոսմոլագիական կարմիր շեղում

Կոսմոլոգիական կարմիր շեղումը գալակտիկաների սպեկտրներում հայտնագործել է ամերիկացի աստղագետ Վ. Սլայֆերը, 1914 թ.-ին։ 1929 թ.-ին Էդվին Հաբլը չափումների հիման վրա ցույց է տվել, որ գալակտիկաների կարմիր շեղումները համեմատական են դրանց հեռավորություններին։ Համարելով, որ այդ շեղումները պայմանավորված են Դոպլերի էֆեկտով, գալակտիկաների հեռացման v արագությունների համար նա ստացել է

$v=Hr$

առնչությունը, որտեղ r-ը գալակտիկայի հեռավորությունն է, H-ը՝ համեմատականության գործակիցը (Հաբլի հաստատուն)։

Փոքր կարմիր շեղման դեպքում՝

$v=c{\frac {\Delta \lambda }{\lambda }}$

որտեղ $\lambda$ ալիքի երկարությունն է, $\Delta \lambda$-ն՝ դրա փոփոխությունը կարմիր շեղման հետևանքով, c-ն՝ լույսի արագությունը։

Սովորաբար, կարմիր շեղումը բնութագրվում է՝

$z\equiv {\frac {\Delta \lambda }{\lambda }}$

հարաբերությամբ ($v=cz$)։

Մեծ արագությունների դեպքում, հարաբերականության հատուկ տեսության հաշվառմամբ, հեռացման արագությունը որոշվում է՝

$v=c{\frac {{(1+z)^{2}}-1}{{(1+z)^{2}}+1}}$։

Առաջին հեռավոր օբյեկտները, որոնց համար հայտնաբերվեց կարմիր շեղումը քվազարներն էին՝ մինչև ավելի կատարելագործված աստղադիտակների ստեղծումը, որոնց օգնությամբ հնարավոր եղավ նկատել գալակտիկաների կարմիր շեղումը։

Հաբլի օրենքը $v=Hr$ տեսքով ճիշտ է համեմատաբար փոքր կարմիր շեղումների, այսինքն՝ փոքր հեռավորությունների համար։ Մեծ հեռավորությունների դեպքում այն պարունակում է տարածության կորությունից կախված լրացուցիչ անդամ։ H-ի որոշման խնդիրը սերտորեն կապված է գալակտիկաների հեռավորությունների որոշման հետ։ 1976 թ.-ին H-ն ընդունվել է 50—60 կմ/(վրկ·Մպս)։

Կարմիր շեղման երևույթը վկայում է, որ Տիեզերքի աստղագիտական դիտումների համար մատչելի մասում բոլոր գալակտիկաներն իրարից հեռանում են։ Դա նշանակում է, որ դիտվող Տիեզերքը ստացիոնար վիճակում չի գտնվում։ Կարմիր շեղումը Տիեզերքի ընդլայնման և Մեծ պայթյունի տեսության ապացույց է։

Ամենահեռավոր օբյեկտները, Հաբլի օրենքին համապատասխան, ամենամեծ կարմիր շեղումն ունեն։ Դիտարկված ամենամեծ կարմիր շեղումը, որը համապատասխանում է ամենամեծ հեռավորությանը և ամենանասկզբնական ժամանակներին, տիեզերքի միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթումն է։ Դրա կարմիր շեղման արժեքը մոտ z = 1089 է (z = 0 համապատասխանում է ներկա ժամանակին), և ցույց է տալիս Տիեզերքի վիճակը շուրջ 13.8 միլիարդ տարի առաջ և Մեծ պայթյունի սկզբնական պահից 379 000 տարի անց։

Տես նաև

• Կապույտ շեղում
• Երկնագույն շեղում

Արտաքին հղումներ

• Կարմիր շեղման մասին դասարան.ամ կայքում Արխիվացված 2016-09-05 Wayback Machine

Այս հոդվածի կամ նրա բաժնի որոշակի հատվածի սկզբնական կամ ներկայիս տարբերակը վերցված է Քրիեյթիվ Քոմմոնս Նշում–Համանման տարածում 3.0 (Creative Commons BY-SA 3.0) ազատ թույլատրագրով թողարկված Հայկական սովետական հանրագիտարանից  (հ․ 5, էջ 335)։