الانزياح الأحمر

📅 آخر تحديث: ١٩ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ١٩ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 46 صور
الموسوعة الحرة

خطوط الامتصاص في الطيف المرئي لمجموعة مجرات فائقة بعيدة (يمين)، مقارنةً بخطوط الامتصاص في الطيف المرئي للشمس ( يسار). تشير الأسهم إلى الانزياح نحو الأحمر. يزداد الطول الموجي باتجاه الأحمر وما بعده (ويقل التردد).

في الفيزياء ، يُعرف الانزياح الأحمر بزيادة في الطول الموجي ، أو ما يعادله، بانخفاض في التردد ، للإشعاع الكهرومغناطيسي (مثل الضوء ). أما التغير المعاكس، أي انخفاض الطول الموجي وزيادة التردد والطاقة، فيُعرف بالانزياح الأزرق .

توجد ثلاثة أشكال للانزياح نحو الأحمر في علم الفلك وعلم الكونيات : انزياح دوبلر الناتج عن الحركة النسبية لمصادر الإشعاع، والانزياح التثاقلي الناتج عن هروب الإشعاع من كمونات الجاذبية ، والانزياح الكوني الناتج عن تمدد الكون . يُرمز لقيمة الانزياح نحو الأحمر عادةً بالحرف z ، الذي يُمثل التغير النسبي في الطول الموجي (موجب للانزياح نحو الأحمر، وسالب للانزياح نحو الأزرق)، وبنسبة الطول الموجي 1 + z (وهي أكبر من 1 للانزياح نحو الأحمر وأقل من 1 للانزياح نحو الأزرق). تُعد المسوحات الفلكية الآلية للانزياح نحو الأحمر أداةً مهمةً لدراسة البنية واسعة النطاق للكون. كما يُمكن ربط الانزياح نحو الأحمر والانزياح نحو الأزرق بطاقة الفوتون ، ومن خلال قانون بلانك ، بدرجة حرارة الجسم الأسود المقابلة .

من أمثلة الانزياح الأحمر القوي أشعة غاما التي تُرى كأشعة سينية ، أو الضوء المرئي الذي يُرى في البداية كموجات راديوية . وقد انزاح الإشعاع الأولي ذو درجة حرارة 3000 كلفن (K) الناتج عن الانفجار العظيم نحو الأحمر بشكل كبير ليصبح إشعاع الخلفية الكونية الميكروي  ذو درجة حرارة 3 كلفن . وتُلاحظ انزياحات حمراء أدق في الرصد الطيفي للأجرام السماوية ، وتُستخدم في التقنيات الأرضية مثل رادار دوبلر ومدافع الرادار . وتخضع موجات الجاذبية ، التي تنتقل أيضًا بسرعة الضوء ، لنفس ظاهرة الانزياح الأحمر. [ 1 ]

توجد عمليات فيزيائية أخرى يمكن أن تؤدي إلى تحول في تردد الإشعاع الكهرومغناطيسي، بما في ذلك التشتت والتأثيرات البصرية ؛ ومع ذلك، فإن التغييرات الناتجة يمكن تمييزها عن الانزياح الأحمر (الفلكي) ولا يشار إليها عمومًا على هذا النحو.

تاريخ

بدأ تاريخ هذا الموضوع في القرن التاسع عشر، مع تطور ميكانيكا الموجات الكلاسيكية واستكشاف الظواهر المرتبطة بتأثير دوبلر . سُمّي هذا التأثير نسبةً إلى عالم الرياضيات النمساوي كريستيان دوبلر ، الذي قدّم أول تفسير فيزيائي معروف لهذه الظاهرة عام 1842. [ 2 ] [ 3 ] : 107. في عام 1845، اختُبرت الفرضية وأُكّدت بالنسبة للموجات الصوتية على يد العالم الهولندي كريستوفروس بويز بالوت . [ 4 ] تنبأ دوبلر بشكل صحيح بأن هذه الظاهرة ستنطبق على جميع الموجات ، واقترح على وجه الخصوص أن اختلاف ألوان النجوم قد يُعزى إلى حركتها بالنسبة للأرض. [ 5 ]

في عام 1848، اقترح الفيزيائي الفرنسي هيبوليت فيزو، غير مدركٍ لعمل دوبلر، إمكانية استخدام انزياح الخطوط الطيفية للنجوم لقياس حركتها بالنسبة للأرض. [ 3 ] : 109 وفي عام 1850، حلل فرانسوا نابليون ماري موينو أفكار دوبلر وفيزو في منشورٍ قرأه كلٌ من جيمس كلارك ماكسويل وويليام هيغنز ، اللذان تمسكا في البداية بفكرة أن لون النجوم مرتبطٌ بتركيبها الكيميائي، إلا أنه بحلول عام 1868، كان هيغنز أول من حدد سرعة نجمٍ يبتعد عن الأرض من خلال تحليل الانزياحات الطيفية. [ 6 ] [ 3 ] : 111

في عام 1871، تم تأكيد الانزياح الأحمر البصري عندما رُصدت هذه الظاهرة في خطوط فراونهوفر ، باستخدام دوران الشمس، بمقدار 0.1 أنغستروم تقريبًا في اللون الأحمر. [ 7 ] وفي عام 1887، اكتشف هيرمان كارل فوغل ويوليوس شاينر "تأثير دوبلر السنوي"، وهو التغير السنوي في انزياح دوبلر للنجوم الواقعة بالقرب من مسار الشمس، نتيجةً لسرعة دوران الأرض حول الشمس. [ 8 ] وفي عام 1901، تحقق أريستارخ بيلوبولسكي من الانزياح الأحمر البصري في المختبر باستخدام نظام من المرايا الدوارة. [ 9 ] [ 7 ]

بدأ فيستو سليفر، من خلال ملاحظاته عام 1912، باكتشاف انزياح مجرة ​​أندروميدا نحو الأزرق، مما يشير إلى تحركها باتجاه الأرض. [ 10 ] نشر سليفر قياسه لأول مرة في العدد الافتتاحي من نشرة مرصد لويل . [ 11 ] وبعد ثلاث سنوات، كتب مراجعة في مجلة علم الفلك الشعبي . [ 12 ] ذكر فيها أن "الاكتشاف المبكر لسرعة مجرة ​​أندروميدا الحلزونية العظيمة، والتي بلغت -300 كم/ث، أظهر الإمكانيات المتاحة آنذاك، والقادرة على دراسة ليس فقط أطياف المجرات الحلزونية، بل سرعاتها أيضًا." [ 12 ] وقد سجل سليفر سرعات 15 سديمًا حلزونيًا موزعة على كامل الكرة السماوية ، جميعها باستثناء ثلاثة ذات سرعات "موجبة" قابلة للملاحظة (أي سرعات ابتعاد). [ 10 ]

حتى عام 1923، لم تكن طبيعة السدم واضحة. وبحلول ذلك العام، أثبت إدوين هابل أنها مجرات ، ووضع إجراءً لقياس المسافة بناءً على علاقة اللمعان بالدورة الزمنية للنجوم المتغيرة من نوع سيفيد . وقد مكّن هذا من اختبار تنبؤ ويليم دي سيتر عام 1917 بأن الانزياح الأحمر يرتبط بالمسافة. وفي عام 1929، جمع هابل تقديراته للمسافة مع بيانات الانزياح الأحمر من تقارير سليفر وقياسات ميلتون هوماسون، ليُعلن عن علاقة تقريبية بين الانزياح الأحمر والمسافة، وهي النتيجة التي تُعرف الآن بقانون هابل . [ 10 ] : 64 [ 13 ] [ 14 ]

تطورت النظريات المتعلقة بعلاقة الانزياح الأحمر بالمسافة خلال عشرينيات القرن العشرين. لم يتضمن حل معادلات النسبية العامة الذي وصفه دي سيتر أي مادة، ولكن في عام 1922، استنتج ألكسندر فريدمان حلولًا ديناميكية، تُعرف الآن بمعادلات فريدمان ، استنادًا إلى نماذج الموائع عديمة الاحتكاك. [ 15 ] وبشكل مستقل، استنتج جورج لومتر معادلات مماثلة في عام 1927، واكتسب تحليله شهرة واسعة في نفس وقت نشر هابل لكتابه الرئيسي. [ 10 ] : 77

بحلول أوائل عام 1930، أدى الجمع بين قياسات الانزياح الأحمر والنماذج النظرية إلى تحقيق طفرة كبيرة في علم الكونيات الجديد: فقد تبين أن للكون تاريخاً، وأنه يمكن دراسة توسعه باستخدام نماذج فيزيائية مدعومة بعلم الفلك الرصدي. [ 10 ] : 99

عندما تم اكتشاف الانزياحات الحمراء الكونية لأول مرة، اقترح فريتز زويكي تأثيرًا يُعرف باسم الضوء المتعب . ومع ذلك، فقد تم استبعاد هذا النموذج إلى حد كبير من خلال ملاحظات تمدد النطاق الزمني في المستعرات العظمى من النوع Ia . [ 16 ]

استخدم آرثر إدينغتون مصطلح "الانزياح الأحمر" في وقت مبكر من عام 1923، وهو أقدم مثال موثق لهذا المصطلح في قاموس أكسفورد الإنجليزي . [ 17 ] [ 18 ] واستخدم ويليم دي سيتر الكلمة المفردة "الانزياح الأحمر" في عام 1934. [ 19 ]

في ستينيات القرن العشرين، أدى اكتشاف الكوازارات ، التي تظهر كمصادر نقطية زرقاء للغاية، وبالتالي اعتُقد في البداية أنها نجوم غير عادية، إلى فكرة أن سطوعها الشديد يعود إلى قربها من الأرض أكثر مما تشير إليه بيانات انزياحها نحو الأحمر. وخلصت سلسلة من الدراسات النظرية والرصدية إلى أن هذه الأجرام كانت أجرامًا فلكية قوية للغاية ولكنها بعيدة. [ 10 ] : 261

الأصول الفيزيائية

الانزياحات الحمراء هي الفروقات بين قياسين لطول موجي، والأطوال الموجية هي خاصية لكل من الفوتونات وجهاز القياس. لذا، تُحدد الانزياحات الحمراء الفروقات بين موقعي قياس. تُصنف هذه الفروقات عادةً إلى ثلاث مجموعات، تُعزى إلى الحركة النسبية بين المصدر والمراقب، وتوسع الكون، والجاذبية. [ 20 ] تشرح الأقسام التالية هذه المجموعات.

تأثير دوبلر

تأثير دوبلر : تظهر كرة صفراء ( طول موجتها حوالي  575 نانومتر  ) بلون أخضر (انزياح نحو الأزرق إلى طول موجي حوالي 565 نانومتر) عند اقترابها من الراصد، ثم تتحول إلى اللون البرتقالي (انزياح نحو الأحمر إلى  طول موجي حوالي 585 نانومتر) عند مرورها، وتعود إلى اللون الأصفر عند توقف حركتها. ولملاحظة هذا التغير في اللون، يجب أن يتحرك الجسم بسرعة تقارب 5200 كيلومتر في الثانية ، أي أسرع بحوالي 32 مرة من الرقم القياسي لسرعة أسرع مسبار فضائي .
الانزياح الأحمر والانزياح الأزرق

إذا تحرك مصدر الضوء مبتعدًا عن الراصد، يحدث انزياح نحو الأحمر ( z > 0 )؛ وإذا تحرك المصدر نحو الراصد، يحدث انزياح نحو الأزرق ( z < 0 ). ينطبق هذا على جميع الموجات الكهرومغناطيسية، ويُفسَّر بتأثير دوبلر . ولذلك، يُسمى هذا النوع من الانزياح نحو الأحمر بانزياح دوبلر . إذا تحرك المصدر مبتعدًا عن الراصد بسرعة v ، وهي أقل بكثير من سرعة الضوء ( v ≪ c )، فإن الانزياح نحو الأحمر يُعطى بالعلاقة التالية:

z≈vج{\displaystyle z\approx {\frac {v}{c}}}

حيث c هي سرعة الضوء (بما أنγ≈1{\displaystyle \gamma \approx 1}في تأثير دوبلر الكلاسيكي، لا يتم تعديل تردد المصدر، ولكن حركة التراجع تسبب وهم التردد المنخفض.

يتطلب فهمٌ أكثر شمولاً لانزياح دوبلر نحو الأحمر مراعاة التأثيرات النسبية المرتبطة بحركة المصادر القريبة من سرعة الضوء. يمكن الاطلاع على اشتقاق كامل لهذا التأثير في مقال تأثير دوبلر النسبي . باختصار، ستشهد الأجسام المتحركة بسرعة قريبة من سرعة الضوء انحرافات عن الصيغة المذكورة أعلاه نتيجة لتمدد الزمن في النسبية الخاصة ، والذي يمكن تصحيحه بإدخال عامل لورنتز γ في صيغة دوبلر الكلاسيكية كما يلي (للحركة في خط الرؤية فقط):

1+z=(1+vج)γ.{\displaystyle 1+z=\left(1+{\frac {v}{c}}\right)\gamma .}

وقد لوحظت هذه الظاهرة لأول مرة في تجربة أجراها هربرت إي. آيفز وجي آر ستيلويل عام 1938، والتي تسمى تجربة آيفز-ستيلويل . [ 21 ]

بما أن عامل لورنتز يعتمد فقط على مقدار السرعة، فإن هذا يجعل الانزياح نحو الأحمر المرتبط بالتصحيح النسبي مستقلاً عن اتجاه حركة المصدر. في المقابل، يعتمد الجزء الكلاسيكي من الصيغة على إسقاط حركة المصدر على خط الرؤية، مما ينتج عنه نتائج مختلفة باختلاف الاتجاهات. إذا كانت θ هي الزاوية بين اتجاه الحركة النسبية واتجاه الانبعاث في إطار الراصد [ 22 ] (الزاوية صفر تعني الابتعاد مباشرة عن الراصد)، فإن الصيغة الكاملة لتأثير دوبلر النسبي تصبح كالتالي:

1+z=1+vكوس⁡(θ)/ج1-v2/ج2{\displaystyle 1+z={\frac {1+v\cos(\theta )/c}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}}}}}

وبالنسبة للحركة التي تحدث فقط في خط الرؤية ( θ = 0° )، فإن هذه المعادلة تختزل إلى:

1+z=1+v/ج1-v/ج{\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1+v/c}{1-v/c}}}}

في الحالة الخاصة التي يتحرك فيها الضوء بزاوية قائمة ( θ = 90° ) على اتجاه الحركة النسبية في إطار الراصد، [ 23 ] يُعرف الانزياح الأحمر النسبي باسم الانزياح الأحمر المستعرض ، والانزياح الأحمر:

1+z=11-v2/ج2{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}}}}}

يُقاس هذا التأثير، حتى وإن لم يكن الجسم يتحرك مبتعدًا عن الراصد. حتى عندما يتحرك المصدر نحو الراصد، إذا كان هناك مُركّب عرضي للحركة، فستكون هناك سرعة معينة يُلغي عندها التمدد الانزياح الأزرق المتوقع، وعند سرعات أعلى سينزاح المصدر المقترب نحو الأحمر. [ 24 ]

علم الكونيات

يمكن نمذجة رصد تزايد الانزياح الأحمر من مجرات أبعد فأبعد بافتراض كون متجانس ومتناحٍ، مقترنًا بالنسبية العامة . ويمكن كتابة هذا الانزياح الأحمر الكوني كدالة لـ a ، وهو عامل المقياس الكوني المتغير مع الزمن : [ 25 ] : 72

1+z=أنowأتحهـن=أ0أ(ت){\displaystyle 1+z={\frac {a_{\mathrm {now} }}{a_{\mathrm {then} }}}={\frac {a_{0}}{a(t)}}}

يتزايد عامل المقياس بشكل مطرد مع مرور الوقت. وبالتالي، تكون قيمة z موجبة، وقريبة من الصفر بالنسبة للنجوم المحلية، وتزداد بالنسبة للمجرات البعيدة التي تظهر بانزياح نحو الأحمر.

باستخدام نموذج فريدمان-روبرتسون-ووكر لتوسع الكون، يمكن ربط الانزياح الأحمر بعمر الجسم المرصود، وهو ما يُعرف بعلاقة الزمن الكوني بالانزياح الأحمر . لنرمز لنسبة الكثافة بالرمز Ω 0 :

Ω0=ρρنقدي ،\displaystyle \Omega _{0}={\frac {\rho }{\rho _{\text{crit}}}}\ ,}

حيث تمثل ρ crit الكثافة الحرجة التي تفصل بين كون ينضغط في نهاية المطاف وآخر يتمدد ببساطة. تبلغ هذه الكثافة حوالي ثلاث ذرات هيدروجين لكل متر مكعب من الفضاء. [ 26 ] عند الانزياحات الحمراء الكبيرة، 1 + z > Ω 0 −1 ، نجد ما يلي:

ت(z)≈23ح0Ω01/2(1z3/2 )،{\displaystyle t(z)\approx {\frac {2}{3H_{0}{\Omega _{0}}^{1/2}}}\left({\frac {1}{z^{3/2}}}\ \right),}

حيث t هو عمر الجسم بعد الانفجار العظيم، و H₀ هو ثابت هابل الحالي ، و z هو الانزياح نحو الأحمر. [ 27 ] [ 28 ] بالنسبة لهذه الانزياحات الكبيرة نحو الأحمر، يكون عمر الكون، t(z) ، صغيرًا، مما يعني أن الضوء انبعث عندما كان الكون فتيًا.

يُعزى الانزياح الأحمر الكوني عادةً إلى تمدد أطوال موجات الفوتونات نتيجة لتمدد الفضاء. إلا أن هذا التفسير قد يكون مُضللاً. فكما تنص عليه النسبية العامة ، لا يؤثر التمدد الكوني للفضاء على الفيزياء المحلية. ولا يوجد مصطلح متعلق بالتمدد في معادلات ماكسويل التي تحكم انتشار الضوء. ويمكن تفسير الانزياح الأحمر الكوني على أنه تراكم لانزياحات دوبلر متناهية الصغر على طول مسار الضوء. [ 29 ]

توجد العديد من المواقع الإلكترونية لحساب مختلف الأوقات والمسافات من الانزياح الأحمر، حيث تتطلب الحسابات الدقيقة استخدام التكاملات العددية لمعظم قيم المعلمات. [ 30 ] [ 31 ]

التمييز بين التأثيرات الكونية والمحلية

يشمل الانزياح الأحمر للمجرة عنصرين: الأول يتعلق بسرعة ابتعاد المجرة عن الكون نتيجة تمدده، والثاني يتعلق بحركتها الخاصة بالنسبة للكون المحيط بها. [ 32 ] ويعتمد الانزياح الأحمر الناتج عن تمدد الكون على سرعة ابتعاد المجرة بطريقة تحددها النماذج الكونية المختارة لوصف هذا التمدد، وهو ما يختلف تمامًا عن كيفية اعتماد الانزياح الأحمر الدوبلري على السرعة المحلية. [ 33 ] في وصفه لأصل الانزياح الأحمر الناتج عن التوسع الكوني، قال عالم الكونيات إدوارد روبرت هاريسون : "ينبعث الضوء من مجرة ​​ثابتة في منطقتها المحلية من الفضاء، ويستقبله في النهاية مراقبون ثابتون في مناطقهم المحلية من الفضاء. وبين المجرة والمراقب، ينتقل الضوء عبر مناطق شاسعة من الفضاء المتوسع. ونتيجة لذلك، تتمدد جميع أطوال موجات الضوء بفعل تمدد الفضاء. الأمر بهذه البساطة..." [ 34 ] وأوضح ستيفن واينبرغ : "لا تعتمد زيادة الطول الموجي من لحظة انبعاث الضوء إلى لحظة امتصاصه على معدل تغير a ( t ) [ عامل المقياس ] في وقتي الانبعاث أو الامتصاص، بل على زيادة a ( t ) خلال الفترة الكاملة من الانبعاث إلى الامتصاص." [ 35 ]

التحلل

لا يمكن جمع الانزياحات الحمراء أو الزرقاء ببساطة. مجرة ​​ذات انزياح أحمر مُرصَد قدرهz{\displaystyle z}سيكون له دور بسبب الانزياح الأحمر الكوني،z¯{\displaystyle {\bar {z}}}ويرجع جزء من ذلك إلى السرعة الغريبة للمجرة،zص{\displaystyle z_{\mathrm {p} }}، ذات صلة من خلال: [ 36 ](1+z)=(1+z¯)(1+zص){\displaystyle (1+z)=(1+{\bar {z}})(1+z_{\mathrm {p} })} أو zص=z-z¯1+z¯{\displaystyle z_{\mathrm {p} }={\frac {z-{\bar {z}}}{1+{\bar {z}}}}} ثم السرعة الخاصة للمجرات،vص{\displaystyle v_{\mathrm {p} }}سيكون vص=جzص{\displaystyle v_{\mathrm {p} }=cz_{\mathrm {p} }} معج{\displaystyle c}حيث تمثل سرعة الضوء. تفترض هذه العلاقة بين السرعة والانزياح الأحمر سرعة غير نسبية. أما بالنسبة للأشعة الكونية أو النفاثات المنبعثة من النوى المجرية النشطة ، فإن العلاقة النسبية ضرورية. [ 36 ]

الانزياح الأحمر الجاذبي

في نظرية النسبية العامة ، يحدث تمدد زمني داخل البئر الجاذبي. سيبدو الضوء المنبعث داخل البئر وكأنه يمتلك عددًا أقل من الدورات في الثانية عند قياسه خارجه، وذلك بسبب اختلاف التوقيت بين الساعتين. [ 37 ] : 284 يُعرف هذا بالانزياح الأحمر الجاذبي أو انزياح أينشتاين . [ 38 ] يستند الاشتقاق النظري لهذا التأثير إلى حل شوارزشيلد لمعادلات أينشتاين ، والذي يُعطي الصيغة التالية للانزياح الأحمر المرتبط بفوتون يتحرك في المجال الجاذبي لكتلة غير مشحونة ، غير دوارة ، ومتناظرة كرويًا :

1+z=11-2جيمرج2،{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {2GM}{rc^{2}}}}}},}

أين

يمكن استنتاج نتيجة الانزياح الأحمر التثاقلي هذه من افتراضات النسبية الخاصة ومبدأ التكافؤ ؛ ولا تتطلب النظرية الكاملة للنسبية العامة. [ 39 ]

يُعدّ هذا التأثير ضئيلاً للغاية، ولكنه قابل للقياس على الأرض باستخدام تأثير موسباور ، وقد رُصد لأول مرة في تجربة باوند-ريبكا . [ 40 ] ومع ذلك، يصبح هذا التأثير ذا أهمية بالغة بالقرب من الثقب الأسود ، وعندما يقترب الجسم من أفق الحدث، يصبح الانزياح الأحمر لانهائيًا. كما أنه السبب الرئيسي للتقلبات الكبيرة في درجة حرارة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي على نطاق زاوي واسع (انظر تأثير ساكس-وولف ). [ 41 ]

جدول ملخص

يلخص الجدول التالي عدة صيغ خاصة مهمة لحساب الانزياح نحو الأحمر في هندسات زمكانية خاصة معينة. في جميع الحالات، يكون مقدار الانزياح (قيمة z ) مستقلاً عن الطول الموجي. [ 42 ]

ملخص ريدشيفت
نوع الانزياح الأحمرالهندسةالصيغ [ أ ]
دوبلر النسبيفضاء مينكوفسكي (الزمكان المسطح)

للحركة الكاملة في الاتجاه القطري أو اتجاه خط البصر:

1+z=γ(1+v∥ج)=1+v∥ج1-v∥ج{\displaystyle 1+z=\gamma \left(1+{\frac {v_{\parallel }}{c}}\right)={\sqrt {\frac {1+{\frac {v_{\parallel }}{c}}}{1-{\frac {v_{\parallel }}{c}}}}}}

z≈v∥ج{\displaystyle z\approx {\frac {v_{\parallel }}{c}}}للصغار ​v∥{\displaystyle v_{\parallel }}

للحركة الكاملة في الاتجاه العرضي:

1+z=11-v⊥2ج2{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {v_{\perp }^{2}}{c^{2}}}}}}}

z≈12(v⊥ج)2{\displaystyle z\approx {\frac {1}{2}}\left({\frac {v_{\perp }}{c}}\right)^{2}} للصغار ​v⊥{\displaystyle v_{\perp }}

الانزياح الأحمر الكونيالزمكان FLRW (توسع الكون في نظرية الانفجار العظيم)

1+z=أنowأتحهـن{\displaystyle 1+z={\frac {a_{\mathrm {now} }}{a_{\mathrm {then} }}}}

قانون هابل :

z≈ح0دج{\displaystyle z\approx {\frac {H_{0}D}{c}}} لد≪جح0{\displaystyle D\ll {\frac {c}{H_{0}}}}

الانزياح الأحمر الجاذبيأي زمكان ثابت

1+z=زتت(المتلقي)زتت(مصدر){\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {g_{tt}({\text{receiver}})}{g_{tt}({\text{source}})}}}}

بالنسبة لهندسة شوارزشيلد :

1+z=1-رSرالمتلقي1-رSرمصدر=1-2جيمج2رالمتلقي1-2جيمج2رمصدر{\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1-{\frac {r_{S}}{r_{\text{receiver}}}}}{1-{\frac {r_{S}}{r_{\text{source}}}}}}}={\sqrt {\frac {1-{\frac {2GM}{c^{2}r_{\text{receiver}}}}}{1-{\frac {2GM}{c^{2}r_{\text{source}}}}}}}}

z≈12(رSرمصدر-رSرالمتلقي){\displaystyle z\approx {\frac {1}{2}}\left({\frac {r_{S}}{r_{\text{source}}}}-{\frac {r_{S}}{r_{\text{receiver}}}}\right)}لر≫رS{\displaystyle r\gg r_{S}}

من حيث سرعة الإفلات :

z≈12(vهـج)مصدر2-12(vهـج)المتلقي2{\displaystyle z\approx {\frac {1}{2}}\left({\frac {v_{\text{e}}}{c}}\right)_{\text{source}}^{2}-{\frac {1}{2}}\left({\frac {v_{\text{e}}}{c}}\right)_{\text{receiver}}^{2}} لvهـ≪ج{\displaystyle v_{\text{e}}\ll c}

  1. ↑ حيث z = الانزياح نحو الأحمر؛ v || = السرعة الموازية لخط الرؤية (موجبة إذا كان الجسم يتحرك بعيدًا عن جهاز الاستقبال)؛ c = سرعة الضوء ؛ γ = معامل لورنتز ؛ a = معامل المقياس ؛ D = المسافة الذاتية ؛ G = ثابت الجاذبية ؛ M = كتلة الجسم؛ r = إحداثية شوارزشيلد القطرية ؛ g tt = مركبة t,t لموتر القياس

قياس

مرشحون لمجرات ذات انزياح أحمر عالٍ في حقل هابل فائق العمق ، 2012 [ 43 ]

باستخدام تلسكوب ومطياف ، يمكن قياس تغير شدة ضوء النجوم مع التردد. ويمكن مقارنة الطيف الناتج بطيف الغازات الساخنة المتوقعة في النجوم، مثل الهيدروجين ، في مختبر على الأرض. وكما هو موضح في الطيف المثالي في أعلى اليمين، لتحديد الانزياح نحو الأحمر، قد تتغير مواقع بعض السمات في الطيفين، مثل خطوط الامتصاص وخطوط الانبعاث ، أو غيرها من تغيرات شدة الضوء .

يمكن وصف الانزياح نحو الأحمر (والانزياح نحو الأزرق) بالفرق النسبي بين الطول الموجي (أو التردد) المرصود والمُنبعث من جسم ما. في علم الفلك، من المعتاد الإشارة إلى هذا التغير باستخدام كمية لا بُعدية تُسمى z . إذا كان λ يُمثل الطول الموجي و f يُمثل التردد (لاحظ أن λf = c حيث c هي سرعة الضوء )، فإن z يُعرَّف بالمعادلات التالية: [ 44 ]

حساب الانزياح الأحمر،z{\displaystyle z}
بناءً على الطول الموجيبناءً على التكرار
z=λoبsv-λهـمأناتλهـمأنات{\displaystyle z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emit} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}z=وهـمأنات-وoبsvوoبsv{\displaystyle z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}
1+z=λoبsvλهـمأنات{\displaystyle 1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}1+z=وهـمأناتوoبsv{\displaystyle 1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}

يرتبط انزياح دوبلر نحو الأزرق ( z < 0 ) باقتراب الأجسام من الراصد، حيث ينزاح الضوء نحو طاقات أعلى. وعلى العكس، يرتبط انزياح دوبلر نحو الأحمر ( z > 0 ) بابتعاد الأجسام عن الراصد، حيث ينزاح الضوء نحو طاقات أقل. وبالمثل، يرتبط الانزياح الجاذبي نحو الأزرق بالضوء المنبعث من مصدر يقع ضمن مجال جاذبية أضعف ، كما يُرصد من داخل مجال جاذبية أقوى، بينما يشير الانزياح الجاذبي نحو الأحمر إلى عكس ذلك.

الملاحظات في علم الفلك

يُحسب زمن النظر إلى الماضي باستخدام الانزياح الأحمر المرصود حتى z = 20، وذلك باستخدام معلمات مهمة بلانك في النموذج القياسي لعلم الكونيات . [ 45 ] توجد مواقع إلكترونية لحساب المسافات من الانزياح الأحمر. [ 30 ] [ 31 ]

يمكن قياس الانزياح الأحمر المرصود في علم الفلك لأن أطياف الانبعاث والامتصاص للذرات مميزة ومعروفة جيدًا، ومعايرة من خلال تجارب طيفية في مختبرات على الأرض. عند قياس الانزياح الأحمر لخطوط الامتصاص والانبعاث المختلفة من جرم سماوي واحد، يُلاحظ أن قيمة z ثابتة بشكل ملحوظ. مع أن الأجرام البعيدة قد تبدو ضبابية بعض الشيء وتتسع خطوطها، إلا أن هذا لا يتجاوز ما يمكن تفسيره بالحركة الحرارية أو الميكانيكية للمصدر. لهذه الأسباب وغيرها، يتفق علماء الفلك على أن الانزياحات الحمراء التي يرصدونها ناتجة عن مزيج من الأشكال الثلاثة المعروفة للانزياحات الحمراء الشبيهة بتأثير دوبلر.

يُعدّ التحليل الطيفي، كقياس، أكثر صعوبةً بكثير من القياس الضوئي البسيط ، الذي يقيس سطوع الأجرام السماوية من خلال مرشحات معينة . عندما تكون البيانات الضوئية هي كل ما هو متاح (على سبيل المثال، حقل هابل العميق وحقل هابل فائق العمق )، يعتمد علماء الفلك على تقنية لقياس الانزياحات الحمراء الضوئية . [ 46 ] نظرًا لنطاقات الأطوال الموجية الواسعة في المرشحات الضوئية والافتراضات الضرورية حول طبيعة الطيف عند مصدر الضوء، يمكن أن تصل أخطاء هذا النوع من القياسات إلى δz = 0.5 ، وهي أقل موثوقية بكثير من القياسات الطيفية. [ 47 ]

مع ذلك، تسمح القياسات الضوئية على الأقل بتوصيف نوعي للانزياح نحو الأحمر. على سبيل المثال، إذا كان طيفٌ شبيهٌ بطيف الشمس له انزياحٌ نحو الأحمر مقداره z = 1 ، فسيكون أكثر سطوعًا في نطاق الأشعة تحت الحمراء (1000  نانومتر) بدلًا من نطاق اللون الأزرق المخضر (500  نانومتر) المرتبط بذروة طيف الجسم الأسود ، وستنخفض شدة الضوء في المرشح بمقدار أربعة أضعاف، (1 + z ) ² . وينزاح كلٌ من معدل عد الفوتونات وطاقة الفوتون نحو الأحمر. (انظر تصحيح K لمزيد من التفاصيل حول الآثار الضوئية للانزياح نحو الأحمر).

يتطلب تحديد الانزياح الأحمر لجسم ما باستخدام التحليل الطيفي معرفة طول موجة الضوء المنبعث في الإطار المرجعي للمصدر. وتعتمد التطبيقات الفلكية على خطوط طيفية مميزة. لا يمكن حساب الانزياح الأحمر بالنظر إلى خصائص غير محددة ذات تردد غير معروف في الإطار المرجعي، أو باستخدام طيف خالٍ من الخصائص أو ضوضاء بيضاء (تقلبات عشوائية في الطيف). لذا، لا يمكن استخدام انفجارات أشعة غاما نفسها لقياسات الانزياح الأحمر الموثوقة، ولكن يمكن تحليل التوهج الضوئي اللاحق المصاحب للانفجار لتحديد الانزياح الأحمر. [ 48 ]

الملاحظات المحلية

في الأجرام القريبة (داخل مجرتنا درب التبانة ) ، ترتبط الانزياحات الحمراء المرصودة دائمًا تقريبًا بسرعات خط الرؤية المرتبطة بالأجرام المرصودة. تُمكّن عمليات رصد هذه الانزياحات الحمراء والزرقاء علماء الفلك من قياس سرعات النجوم الدائرة في الأنظمة الثنائية الطيفية وتحديد كتلها . وبالمثل، تُعدّ الانزياحات الحمراء والزرقاء الصغيرة المكتشفة في القياسات الطيفية للنجوم الفردية إحدى الطرق التي مكّنت علماء الفلك من تشخيص وقياس وجود وخصائص الأنظمة الكوكبية حول النجوم الأخرى، بل وأجروا قياسات تفاضلية دقيقة للغاية للانزياحات الحمراء أثناء عبور الكواكب لتحديد معلمات مدارية دقيقة. وتستطيع بعض الطرق تتبع تغيرات الانزياح الأحمر في أجرام متعددة في آن واحد. [ 49 ]

تُستخدم قياسات الانزياح الأحمر الدقيقة في علم الزلازل الشمسية لتحديد الحركات الدقيقة للغلاف الضوئي للشمس . [ 50 ] كما استُخدمت الانزياحات الحمراء لإجراء أولى القياسات لمعدلات دوران الكواكب ، [ 51 ] وسرعات السحب بين النجوم ، [ 52 ] ودوران المجرات ، [ 42 ] وديناميكيات التراكم على النجوم النيوترونية والثقوب السوداء التي تُظهر انزياحات حمراء دوبلرية وجاذبية. [ 53 ] ويمكن الحصول على درجات حرارة الأجسام المختلفة المُصدرة والماصة عن طريق قياس اتساع دوبلر - أي الانزياحات الحمراء والزرقاء على طول خط انبعاث أو امتصاص واحد . [ 54 ] من خلال قياس اتساع وانزياح خط الهيدروجين عند 21 سنتيمترًا في اتجاهات مختلفة، تمكن علماء الفلك من قياس سرعات ابتعاد الغاز بين النجوم ، مما يكشف بدوره عن منحنى دوران مجرتنا درب التبانة. [ 42 ] وقد أُجريت قياسات مماثلة على مجرات أخرى، مثل مجرة ​​أندروميدا . [ 42 ]

الملاحظات خارج المجرة

تُظهر الأجسام الأبعد انزياحات حمراء أكبر تتوافق مع تدفق هابل للكون . وأكبر انزياح أحمر مُلاحَظ، والذي يتوافق مع أكبر مسافة وأبعد زمن، هو انزياح إشعاع الخلفية الكونية الميكروي ؛ وتبلغ قيمته العددية حوالي z = 1089 (حيث z = 0 يتوافق مع الوقت الحاضر)، وهو يُظهر حالة الكون قبل حوالي 13.8 مليار سنة، [ 55 ] وبعد 379,000 سنة من اللحظات الأولى للانفجار العظيم .

كانت النوى النقطية المضيئة للكوازارات أول الأجسام "ذات الانزياح الأحمر العالي" ( z > 0.1 ) التي تم اكتشافها قبل أن يسمح تحسين التلسكوبات باكتشاف مجرات أخرى ذات انزياح أحمر عالٍ. [ 56 ]

For galaxies more distant than the Local Group and the nearby Virgo Cluster, but within a thousand megaparsecs or so, the redshift is approximately proportional to the galaxy's distance. This correlation was first observed by Edwin Hubble and has come to be known as Hubble's law. Vesto Slipher was the first to discover galactic redshifts, in about 1912, while Hubble correlated Slipher's measurements with distances he measured by other means to formulate his law.[57] Because it is usually not known how luminous objects are, measuring the redshift is easier than more direct distance measurements, so redshift is sometimes in practice converted to a crude distance measurement using Hubble's law.[58]

Gravitational interactions of galaxies with each other and clusters cause a significant scatter in the normal plot of the Hubble diagram. The peculiar velocities associated with galaxies superimpose a rough trace of the mass of virialised objects in the universe. This effect leads to such phenomena as nearby galaxies (such as the Andromeda Galaxy) exhibiting blueshifts as we fall towards a common barycenter, and redshift maps of clusters showing a fingers of god effect due to the scatter of peculiar velocities in a roughly spherical distribution.[59] These "redshift-space distortions" can be used as a cosmological probe in their own right, providing information on how structure formed in the universe,[60] and how gravity behaves on large scales.[61]

The Hubble law's linear relationship between distance and redshift assumes that the rate of expansion of the universe is constant. However, when the universe was much younger, the expansion rate, and thus the Hubble "constant", was larger than it is today. For more distant galaxies, then, whose light has been travelling to us for much longer times, the approximation of constant expansion rate fails, and the Hubble law becomes a non-linear integral relationship and dependent on the history of the expansion rate since the emission of the light from the galaxy in question. Observations of the redshift-distance relationship can be used, then, to determine the expansion history of the universe and thus the matter and energy content.[62]

كان يُعتقد لفترة طويلة أن معدل التوسع يتناقص باستمرار منذ الانفجار العظيم، لكن الملاحظات التي بدأت في عام 1988 لعلاقة الانزياح الأحمر بالمسافة باستخدام المستعرات العظمى من النوع Ia أشارت إلى أن معدل توسع الكون قد بدأ في التسارع في أوقات حديثة نسبياً . [ 63 ]

أعلى الانزياحات الحمراء

المسافة المتحركة وزمن النظر إلى الماضي لمعاملات علم الكونيات في بيانات بلانك لعام 2018، من الانزياح الأحمر 0 إلى 15، حيث يُمثل الخط الأزرق المتصل المسافة على المحور الأيسر، والخط البرتقالي المتقطع على المحور الأيمن. يُرجى ملاحظة أن الزمن المنقضي (بمليارات السنين) منذ انزياح أحمر معين وحتى الآن لا يُساوي المسافة (بجيجا سنة ضوئية) التي كان الضوء سيقطعها منذ ذلك الانزياح، وذلك بسبب تمدد الكون خلال الفترة الفاصلة.

سُجّلت أرقام قياسية لأكبر انزياح أحمر مُرصَد، ثم حُطّمت مرارًا وتكرارًا مع تقدّم تقنيات الرصد. [ 64 ] وتُعدّ قياسات الانزياح الأحمر المُستقاة من رصد الخطوط الطيفية الأكثر موثوقية . [ 65 ] ومن بين المجرات التي سجّلت الرقم القياسي لأكبر انزياح أحمر طيفي: GN-z11 بانزياح أحمر قدره z = 11.1 ، [ 66 ] أي ما يُعادل 400 مليون سنة بعد الانفجار العظيم؛ وJADES-GS-z14-0 عند z = 14.32 (290 مليون سنة)؛ [ 67 ] و MoM-z14 عند z = 14.44 (280 مليون سنة). [ 68 ]

تُعدّ قياسات الانزياح الأحمر لخطوط لايمان أقل موثوقية ، مثل المجرة المُعدسة A1689-zD1 عند انزياح أحمر z = 7.5 . [ 69 ] [ 70 ] أما أبعد انفجار أشعة غاما رُصد مع قياس انزياح أحمر طيفي فهو GRB 090423 ، الذي بلغ انزياحه الأحمر z = 8.2 . [ 71 ] ويقع أبعد كوازار معروف، UHZ1 ، عند z = 10.1 . [ 72 ] [ 73 ] بينما تقع أعلى مجرة ​​راديوية معروفة ذات انزياح أحمر، ILT J2336+1842 ، عند انزياح أحمر z = 6.6 ، [ 74 ] وقد رُصدت مادة جزيئية ( أول أكسيد الكربون ) على مسافة تصل إلى z = 6.9 . [ 75 ]

الأجسام الحمراء للغاية (EROs) هي مصادر إشعاع فلكية تشع طاقة في نطاق الأحمر والأشعة تحت الحمراء القريبة من الطيف الكهرومغناطيسي. قد تكون هذه مجرات انفجار نجمي ذات انزياح أحمر عالٍ مصحوب باحمرار ناتج عن الغبار المتداخل، أو قد تكون مجرات إهليلجية ذات انزياح أحمر عالٍ مع تجمع نجمي أقدم (وبالتالي أكثر احمرارًا). [ 76 ] أما الأجسام الأكثر احمرارًا من الأجسام الحمراء للغاية فتُسمى الأجسام الحمراء فائقة الاحمرار (HEROs). [ 77 ]

في يونيو 2015، أبلغ علماء الفلك عن أدلة على وجود نجوم من النوع الثالث في مجرة ​​كوزموس ريدشيفت 7 عند الانزياح الأحمر z = 6.60 . من المرجح أن هذه النجوم كانت موجودة في بدايات الكون (أي عند انزياح أحمر عالٍ)، وربما تكون قد بدأت في إنتاج عناصر كيميائية أثقل من الهيدروجين ، وهي العناصر اللازمة لتكوين الكواكب والحياة كما نعرفها لاحقًا. [ 78 ] [ 79 ]

مع ذلك، تُظهر المصادر المتبقية انزياحات حمراء أعلى بكثير من أبعد الأجرام الفلكية المرصودة. يبلغ الانزياح الأحمر لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي z = 1089 ، ما يُشير إلى عمر يقارب 379,000 سنة بعد الانفجار العظيم، ومسافة حقيقية تزيد عن 46 مليار سنة ضوئية. [ 80 ] يتوافق هذا الانزياح الأحمر مع انخفاض متوسط ​​درجة الحرارة من 3000  كلفن إلى 3  كلفن. [ 81 ] قد يكون للضوء الأول الذي لم يُرصد بعد من أقدم نجوم الجيل الثالث ، بعد فترة وجيزة من تكوّن الذرات وتوقف امتصاص إشعاع الخلفية الكونية الميكروي بشكل شبه كامل، انزياحات حمراء في نطاق 20 < z < 100 . [ 82 ] من الأحداث الأخرى ذات الانزياح الأحمر العالي التي تنبأت بها الفيزياء ولكنها غير قابلة للملاحظة حاليًا، خلفية النيوترينو الكونية من حوالي ثانيتين بعد الانفجار العظيم (وانزياح أحمر يتجاوز z > 10 10 ) [ 83 ] وخلفية موجات الجاذبية الكونية المنبعثة مباشرة من التضخم عند انزياح أحمر يتجاوز z > 10 25. [ 84 ]

استطلاعات الانزياح الأحمر

عرض بيانات 2dFGRS

مع ظهور التلسكوبات الآلية والتحسينات التي طرأت على أجهزة التحليل الطيفي ، أُقيمت العديد من المشاريع البحثية لرسم خريطة الكون في فضاء الانزياح الأحمر. ومن خلال دمج بيانات الانزياح الأحمر مع بيانات الموقع الزاوي، يرسم مسح الانزياح الأحمر التوزيع ثلاثي الأبعاد للمادة ضمن مجال من السماء. وتُستخدم هذه الملاحظات لقياس خصائص البنية واسعة النطاق للكون. ويُعدّ " سور الصين العظيم" ، وهو عنقود مجري هائل يمتد على مساحة تزيد عن 500 مليون سنة ضوئية ، مثالًا بارزًا على بنية واسعة النطاق يمكن لمسوح الانزياح الأحمر رصدها. [ 85 ]

كان أول مسح للانزياح الأحمر هو مسح مركز هارفارد-سميثسونيان للانزياح الأحمر (CfA Redshift Survey )، الذي بدأ عام 1977 واكتمل جمع البيانات الأولية عام 1982. [ 86 ] وفي الآونة الأخيرة، حدد مسح 2dF لانزياح المجرات الأحمر البنية واسعة النطاق لجزء من الكون، حيث قاس الانزياح الأحمر لأكثر من 220,000 مجرة؛ واكتمل جمع البيانات عام 2002، ونُشرت مجموعة البيانات النهائية في 30 يونيو 2003. [ 87 ] [ 88 ] بدأ مسح سلون الرقمي للسماء (SDSS) بجمع البيانات عام 1998 [ 89 ] ونشر الإصدار الثامن عشر من بياناته عام 2023. [ 90 ] قاس مسح سلون الرقمي للسماء انزياحات حمراء لمجرات تصل إلى 0.8، وسجل أكثر من 100,000 كوازار عند الانزياح الأحمر z = 3 وما بعده. [ 91 ] استخدم مسح الانزياح الأحمر DEEP2 تلسكوبات كيك مع مطياف "DEIMOS" ؛ وهو برنامج متابعة للبرنامج التجريبي DEEP1، وقد صُمم DEEP2 لقياس المجرات الخافتة ذات الانزياح الأحمر 0.7 وما فوق، وسجل الانزياح الأحمر لأكثر من 38000 جسم بحلول نهايته في عام 2013. [ 92 ] [ 93 ]

التأثيرات الناتجة عن البصريات الفيزيائية أو انتقال الإشعاع

يمكن أن تؤدي التفاعلات والظواهر المُلخّصة في موضوعي انتقال الإشعاع والبصريات الفيزيائية إلى انزياحات في الطول الموجي وتردد الإشعاع الكهرومغناطيسي. في هذه الحالات، تتوافق الانزياحات مع انتقال فيزيائي للطاقة إلى المادة أو الفوتونات الأخرى، بدلاً من كونها ناتجة عن تحويل بين أطر مرجعية. قد تنشأ هذه الانزياحات من ظواهر فيزيائية مثل تأثيرات التماسك أو تشتت الإشعاع الكهرومغناطيسي ، سواءً من الجسيمات الأولية المشحونة ، أو من الجسيمات ، أو من تقلبات معامل الانكسار في وسط عازل كما يحدث في ظاهرة صفير الراديو . [ 42 ] في حين يُشار إلى هذه الظواهر أحيانًا باسم "الانزياح الأحمر" و"الانزياح الأزرق"، فإن تفاعلات الضوء والمادة التي تؤدي إلى انزياحات في طاقة مجال الإشعاع في الفيزياء الفلكية تُعرف عمومًا باسم "الاحمرار" بدلاً من "الانزياح الأحمر"، وهو مصطلح يُستخدم عادةً للدلالة على التأثيرات المذكورة أعلاه . [ 42 ]

في كثير من الحالات، يتسبب التشتت في احمرار الإشعاع لأن الإنتروبيا تؤدي إلى غلبة عدد كبير من الفوتونات منخفضة الطاقة على عدد قليل من الفوتونات عالية الطاقة (مع الحفاظ على الطاقة الكلية ). [ 42 ] باستثناء ربما ظروف مضبوطة بدقة، لا يُحدث التشتت نفس التغير النسبي في الطول الموجي عبر الطيف بأكمله؛ أي أن أي قيمة z محسوبة هي دالة للطول الموجي بشكل عام. علاوة على ذلك، يحدث التشتت من الأوساط العشوائية عادةً بزوايا متعددة ، و z هي دالة لزاوية التشتت. إذا حدث تشتت متعدد، أو كانت جسيمات التشتت تتحرك حركة نسبية، فسيحدث تشوه في خطوط الطيف بشكل عام أيضًا. [ 42 ]

في علم الفلك بين النجوم ، قد تبدو الأطياف المرئية أكثر احمرارًا نتيجةً لعمليات التشتت في ظاهرة تُعرف باسم الاحمرار بين النجوم [ 42 ]. وبالمثل، يتسبب تشتت رايلي في احمرار الغلاف الجوي للشمس عند شروقها أو غروبها، مما يجعل بقية السماء زرقاء اللون. وتختلف هذه الظاهرة عن الانزياح نحو الأحمر، لأن خطوط الطيف لا تنزاح إلى أطوال موجية أخرى في الأجسام المحمرة، كما يصاحبها خفوت وتشوه إضافيان نتيجةً لتشتت الفوتونات داخل وخارج خط الرؤية . [ 94 ]

التحول الأزرق

عكس الانزياح الأحمر هو الانزياح الأزرق . الانزياح الأزرق هو أي انخفاض في الطول الموجي (زيادة في الطاقة )، ​​مصحوبًا بزيادة مقابلة في التردد، لموجة كهرومغناطيسية . في الضوء المرئي ، يؤدي هذا إلى تحول اللون نحو الطرف الأزرق من الطيف.

انزياح دوبلر الأزرق

يحدث انزياح دوبلر نحو الأزرق نتيجة حركة مصدر ضوئي باتجاه الراصد. وينطبق هذا المصطلح على أي انخفاض في الطول الموجي وزيادة في التردد ناتجة عن الحركة النسبية، حتى خارج الطيف المرئي . فقط الأجسام التي تتحرك بسرعات قريبة من السرعات النسبية باتجاه الراصد تبدو أكثر زرقة للعين المجردة ، ولكن الطول الموجي لأي فوتون منعكس أو منبعث أو أي جسيم آخر يتقصر في اتجاه حركته. [ 95 ]

يُستخدم انزياح دوبلر الأزرق في علم الفلك لتحديد الحركة النسبية:

الانزياح الأزرق الجاذبي

تصبح موجات المادة (البروتونات والإلكترونات والفوتونات وما إلى ذلك) التي تسقط في بئر جاذبية أكثر طاقة وتخضع لانزياح أزرق مستقل عن المراقب.

بخلاف الانزياح الأزرق النسبي الناتج عن تأثير دوبلر، والذي يحدث بسبب حركة المصدر باتجاه الراصد وبالتالي يعتمد على الزاوية المستقبلة للفوتون، فإن الانزياح الأزرق الجاذبي مطلق ولا يعتمد على الزاوية المستقبلة للفوتون:

تصبح الفوتونات الخارجة من جسم جاذب أقل طاقة. يُعرف هذا الفقد في الطاقة باسم "الانزياح الأحمر"، حيث تبدو الفوتونات في الطيف المرئي أكثر احمرارًا. وبالمثل، تصبح الفوتونات الساقطة في مجال جاذبية أكثر طاقة وتُظهر انزياحًا أزرق. ... تجدر الإشارة إلى أن مقدار تأثير الانزياح الأحمر (الانزياح الأزرق) لا يعتمد على زاوية انبعاث الفوتون أو زاوية استقباله، بل يعتمد فقط على المسافة الشعاعية التي قطعها الفوتون للخروج من (السقوط في) بئر الجهد. [ 98 ] [ 99 ]

يُعدّ هذا نتيجة طبيعية لقانون حفظ الطاقة وتكافؤ الكتلة والطاقة ، وقد تأكد تجريبياً عام 1959 من خلال تجربة باوند-ريبكا . يُساهم الانزياح الأزرق التثاقلي في تباين إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB) عبر تأثير ساكس-وولف : فعندما يتطور بئر جاذبي أثناء مرور فوتون، يختلف مقدار الانزياح الأزرق عند الاقتراب عن مقدار الانزياح الأحمر التثاقلي عند مغادرته المنطقة. [ 100 ]

القيم المتطرفة الزرقاء

توجد مجرات نشطة بعيدة تُظهر انزياحًا نحو الأزرق في خطوط انبعاث [O III] . ويُلاحظ أحد أكبر هذه الانزياحات في الكوازار ذي الخطوط الضيقة ، PG 1543+489 ، الذي تبلغ سرعته النسبية -1150 كم/ث. تُسمى هذه الأنواع من المجرات "المجرات الشاذة الزرقاء". [ 101 ] 

الانزياح الأزرق الكوني

في كون افتراضي يخضع لانكماش هائل ، سيتم رصد انزياح أزرق كوني، حيث ستشهد المجرات الأبعد انزياحًا أزرق متزايدًا - وهو عكس الانزياح الأحمر الكوني المرصود فعليًا في الكون المتوسع الحالي . [ 102 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ دينغ، تشيان هانغ (أغسطس 2021). "إمكانية رصد الثنائيات النجمية البدائية للثقوب السوداء عند الانزياح الأحمر العالي". مجلة Physical Review D. 104 ( 4) 043527. المعرف: 043527. arXiv : 2011.13643 . Bibcode : 2021PhRvD.104d3527D . doi : 10.1103/PhysRevD.104.043527 .
  2. ^ دوبلر ، كريستيان (1846). Beiträge zur Fixsternenkunde [ مساهمات في علم النجوم الثابتة ] (باللغة الألمانية). المجلد. 69. براغ: ج. هاسي سوهني. بيب كود : 1846befi.book .....D . 
  3. 1 2 3 بيكر، باربرا ج. (17 فبراير 2011). كشف أسرار ضوء النجوم: ويليام ومارجريت هيغنز ونشأة علم الفلك الجديد ( الطبعة الأولى). مطبعة جامعة كامبريدج. doi : 10.1017/cbo9780511751417 . ISBN  978-1-107-00229-6.
  4. ↑ موليك، ديف (2005). "التصوير بالموجات فوق الصوتية دوبلر: تاريخ موجز" . في موليك، ديف؛ زالود، إيفيكا (محرران). الموجات فوق الصوتية دوبلر في طب التوليد وأمراض النساء . سبرينغر. ISBN 978-3-540-23088-5.
  5. ↑ أوكونور، جون جيه؛ روبرتسون، إدموند إف. (1998). "كريستيان أندرياس دوبلر" . أرشيف ماك تيوتور لتاريخ الرياضيات . جامعة سانت أندروز .
  6. ↑ هوغينز، ويليام (1868). "ملاحظات إضافية على أطياف بعض النجوم والسدم، مع محاولة لتحديد ما إذا كانت هذه الأجرام تتحرك باتجاه الأرض أو بعيدًا عنها، بالإضافة إلى ملاحظات على أطياف الشمس والمذنب الثاني". المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن . 158 : 529-564 . Bibcode : 1868RSPT..158..529H . doi : 10.1098/rstl.1868.0022 .
  7. 1 2 نولتي، ديفيد د. (1 مارس 2020). "سقوط وصعود تأثير دوبلر" . فيزياء اليوم . 73 (3): 30-35 . Bibcode : 2020PhT....73c..30N . doi : 10.1063/PT.3.4429 .
  8. ↑ بانيكوك، أ. (1961). تاريخ علم الفلك . إنترساينس. ص 451. 
  9. ↑ بيلوبولسكي، أ. (1901). "حول جهاز لإثبات مبدأ دوبلر-فيزو في المختبر" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 13 : 15. Bibcode : 1901ApJ....13...15B . doi : 10.1086/140786 .
  10. 1 2 3 4 5 6 روبرت، سميث (2019). "الملاحظات والكون". في كراغ، هيلج؛ لونجير، مالكولم س. (محرران). دليل أكسفورد لتاريخ علم الكونيات الحديث . مطبعة جامعة أكسفورد. ISBN 978-0-19-881766-6. OCLC 1052868704 . 
  11. ↑ سليفر، فيستو (1912). "السرعة الشعاعية لسديم أندروميدا". نشرة مرصد لويل . 1 (8): 2.56 – 2.57 . رمز Bibcode : 1913LowOB...2...56S . إن مقدار هذه السرعة، وهي الأكبر التي رُصدت حتى الآن، يثير التساؤل عما إذا كان هذا الإزاحة الشبيهة بالسرعة قد يكون ناتجًا عن سبب آخر، ولكني أعتقد أنه ليس لدينا حاليًا أي تفسير آخر لها.
  12. 1 2 سليفر، فيستو (1915). "ملاحظات طيفية للسدم" . علم الفلك الشعبي . 23 : 21-24 . Bibcode : 1915PA.....23...21S .
  13. ↑ هابل، إدوين (1929). "علاقة بين المسافة والسرعة الشعاعية بين السدم خارج المجرة" . وقائع الأكاديمية الوطنية للعلوم في الولايات المتحدة الأمريكية . 15 (3): 168-173 . Bibcode : 1929PNAS...15..168H . doi : 10.1073 / pnas.15.3.168 . PMC 522427. PMID 16577160 .  
  14. ↑ "الكون يتوسع" . مركز غودارد لرحلات الفضاء. 2017-12-08 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2023-09-06 .
  15. ^ فريدمان، أأ (1922). "Über die Krümmung des Raumes". Zeitschrift für Physik . 10 (1): 377– 386. بيب كود : 1922ZPhy...10..377F . دوى : 10.1007/BF01332580 . S2CID 125190902 . الترجمة الإنجليزية في: فريدمان، أ. (1999). "حول انحناء الفضاء". النسبية العامة والجاذبية . 31 (12): 1991-2000 . رمز Bibcode : 1999GReGr..31.1991F . doi : 10.1023/A:1026751225741 . S2CID 122950995 . )
  16. ↑ غولدهاير، ج.؛ غروم، د.إ.؛ كيم، أ.؛ ألدرينغ، ج.؛ أستير، ب.؛ كونلي، أ.؛ وآخرون (2001). "تحديد معلمات تمديد المقياس الزمني لمنحنيات الضوء في النطاق B للمستعرات العظمى من النوع Ia" . مجلة الفيزياء الفلكية . 558 (1): 359-386 . arXiv : astro-ph/0104382 . Bibcode : 2001ApJ...558..359G . doi : 10.1086/322460 . S2CID 17237531 .  
  17. ↑ إدينغتون، آرثر ستانلي (1923). النظرية الرياضية للنسبية . مطبعة الجامعة. ص 164. 
  18. ↑ "الانزياح الأحمر" . قاموس أكسفورد الإنجليزي ( النسخة الإلكترونية). مطبعة جامعة أكسفورد . تم الاطلاع عليه بتاريخ 17 مارس 2023 . (يشترط الاشتراك أو عضوية المؤسسة المشاركة .)
  19. ↑ دي سيتر، دبليو. (1934). "حول المسافة، والقدر، والكميات ذات الصلة في كون متوسع". نشرة المعاهد الفلكية الهولندية . 7 : 205. Bibcode : 1934BAN.....7..205D . لذا، يصبح من الضروري دراسة تأثير الانزياح الأحمر ومقياس الكون على القدر الظاهري وعدد السدم المرصودة ذات القدر المحدد.
  20. ↑ لويس، جيرانت ف. (2016). "حول نسبية الانزياحات الحمراء: هل يتمدد الفضاء حقًا؟". الفيزياء الأسترالية . 53 : 95. arXiv : 1605.08634 .
  21. ↑ آيفز، هـ.؛ ستيلويل، ج. (1938). "دراسة تجريبية لمعدل ساعة ذرية متحركة". مجلة الجمعية البصرية الأمريكية . 28 (7): 215-226 . Bibcode : 1938JOSA...28..215I . doi : 10.1364/josa.28.000215 .
  22. ↑ فروند، يورغن (2008). النسبية الخاصة للمبتدئين . وورلد ساينتيفيك. ص 120. ISBN  978-981-277-160-5.
  23. ↑ ديتشبورن، ر. (1991). الضوء . دوفر. ص 329. ISBN  978-0-12-218101-6.
  24. ↑ "الفوتونات، النسبية، انزياح دوبلر" . مؤرشف بتاريخ 27-08-2006 في أرشيف الإنترنت . جامعة كوينزلاند.
  25. ↑ بيكوك، جيه إيه (28 ديسمبر 1998). الفيزياء الكونية ( الطبعة الأولى). مطبعة جامعة كامبريدج. doi : 10.1017/cbo9780511804533 . ISBN  978-0-521-41072-4.
  26. ↑ واينبرغ، ستيفن (1993). الدقائق الثلاث الأولى: نظرة حديثة لأصل الكون ( الطبعة الثانية). بيسيك بوكس. ص 34. ISBN   9780-465-02437-7.
  27. ↑ بيرغستروم، لارس ؛ غوبار، أرييل (2006). علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية ( الطبعة الثانية). سبرينغر. ص 77، معادلة 4.79. ISBN  978-3-540-32924-4.
  28. ↑ لونغ إير، إم إس (1998). تكوين المجرات . سبرينغر. ص 161. ISBN  978-3-540-63785-1.
  29. ↑ بان، إي إف؛ هوغ، دي دبليو (2009). "الأصل الحركي للانزياح الأحمر الكوني". المجلة الأمريكية للفيزياء . 77 (8): 688-694 . arXiv : 0808.1081 . Bibcode : 2009AmJPh..77..688B . doi : 10.1119/1.3129103 . S2CID 1365918 . 
  30. 1 2 رايت، إدوارد ل. (2018). "حاسبة علم الكونيات بجامعة كاليفورنيا في لوس أنجلوس" . جامعة كاليفورنيا في لوس أنجلوس . تم الاسترجاع في 6 أغسطس 2022 .بالنسبة لقيم المعلمات اعتبارًا من عام 2018، H 0 = 67.4 و Omega M = 0.315؛ انظر الجدول في نموذج Lambda-CDM §  المعلمات .
  31. 1 2 "حاسبة علم الكونيات التابعة للمركز الدولي لأبحاث علم الفلك الراديوي" . المركز الدولي لأبحاث علم الفلك الراديوي . 2022. تم الاطلاع عليه بتاريخ 6 أغسطس 2022 .
  32. ↑ بدران، إم إل (2002). "مقارنة بين الانزياح الأحمر الدوبلري والانزياح الأحمر الكوني" (ملف PDF) . المجلة الأمريكية للفيزياء . 70 (4): 406-408 . Bibcode : 2002AmJPh..70..406B . doi : 10.1119/1.1446856 . تاريخ الاسترجاع: 16 مارس 2023 .
  33. ↑ هاريسون، إدوارد (1992). "قوانين المسافة المرتبطة بالانزياح الأحمر والمسافة المرتبطة بالسرعة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 403 : 28-31 . Bibcode : 1993ApJ...403...28H . doi : 10.1086/172179 .
  34. ↑ هاريسون 2000 ، ص 302 . 
  35. ↑ واينبرغ، ستيفن (2008). علم الكونيات . مطبعة جامعة أكسفورد. ص 11. ISBN  978-0-19-852682-7.
  36. 1 2 ديفيس، تمارا م.؛ سكريمجور، موراغ إ. (1 أغسطس 2014). "استخلاص السرعات الخاصة الدقيقة (حتى عند الانزياح الأحمر العالي)" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 442 (2): 1117-1122 . arXiv : 1405.0105 . doi : 10.1093/mnras/stu920 . ISSN 1365-2966 . 
  37. ↑ زي، أنتوني (2013). جاذبية أينشتاين باختصار . سلسلة باختصار ( الطبعة الأولى). برينستون: مطبعة جامعة برينستون. ISBN  978-0-691-14558-7.
  38. ↑ شانت، سي. أ. (1930). "ملاحظات واستفسارات (التلسكوبات ومعدات المرصد - انزياح أينشتاين لخطوط الشمس)". مجلة الجمعية الفلكية الملكية الكندية . 24 : 390. رمز Bibcode : 1930JRASC..24..390C .
  39. ^ أينشتاين أ. (1907). "Über das Relativitätsprinzip und die aus demselben gezogenen Folgerungen" [ حول مبدأ النسبية والعواقب المستمدة منه ] . Jahrbuch der Radioaktivität und Elektronik (باللغة الألمانية). 4 : 458. بيب كود : 1908JRE .....4..411E .
  40. ↑ باوند، ر.؛ ريبكا، ج. (1960). "الوزن الظاهري للفوتونات" . رسائل المراجعة الفيزيائية . 4 (7): 337-341 . Bibcode : 1960PhRvL...4..337P . doi : 10.1103/PhysRevLett.4.337 .كانت هذه الورقة البحثية هي القياس الأول.
  41. ↑ ساكس، آر كيه ؛ وولف، إيه إم (1967). "اضطرابات نموذج كوني وتغيرات زاوية في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 147 (73): 73. Bibcode : 1967ApJ...147...73S . doi : 10.1086/148982 .
  42. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 انظر Binney & Merrifeld 1998 ، Carroll & Ostlie 1996 ، Kutner 2003 للتطبيقات في علم الفلك.
  43. ↑ "إحصاء هابل يُظهر مجرات عند انزياحات حمراء تتراوح بين 9 و12" . بيان صحفي صادر عن وكالة الفضاء الأوروبية/هابل . تم الاطلاع عليه بتاريخ 13 ديسمبر 2012 .
  44. ↑ هوشرا، جون. "الانزياحات الحمراء للمجرات الخارجية" . قاعدة بيانات ناسا/إيباك للمجرات الخارجية . مركز هارفارد-سميثسونيان للفيزياء الفلكية. مؤرشف من الأصل في 22 ديسمبر 2013. تم الاطلاع عليه في 16 مارس 2023 .
  45. ↑ بيليبينكو، سيرجي ف. (2013). "آلة حاسبة كونية ورقية". arXiv : 1303.5961 [ astro-ph.CO ].يتضمن الخوارزمية المستخدمة لرسم الرسم البياني.
  46. ↑ تم وصف هذه التقنية لأول مرة بواسطة: Baum, WA (1962). McVittie, GC (ed.). Problems of extra-galactic research . IAU Symposium No. 15. p. 390. 
  47. ↑ بولزونيلا، م.؛ ميراليس، ج.-م.؛ بيلو، ر. (2000). "الانزياحات الحمراء الضوئية بناءً على إجراءات مطابقة توزيع الطاقة الطيفية القياسية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 363 : 476-492 . arXiv : astro-ph/0003380 . Bibcode : 2000A & A...363..476B .
  48. ↑ "سويفت: حول سويفت" . swift.gsfc.nasa.gov . تم الاطلاع عليه بتاريخ 7 أبريل 2025 .
  49. ↑ جي، جيان؛ فان إيكن، جوليان؛ ماهاديفان، سوفراث ؛ ديويت، كورتيس؛ وآخرون (2006). "اكتشاف أول كوكب خارج المجموعة الشمسية باستخدام جهاز دوبلر عالي الإنتاجية من الجيل الجديد". المجلة الفيزيائية الفلكية . 648 (1): 683-695 . arXiv : astro-ph/0605247 . Bibcode : 2006ApJ...648..683G . doi : 10.1086/505699 . S2CID 13879217 .  
  50. ↑ ليبرخت، كينغ (1988). "علم الزلازل الشمسية والنجمية" (ملف PDF) . مراجعات علوم الفضاء . 47 ( 3-4 ): 275-301 . Bibcode : 1988SSRv...47..275L . doi : 10.1007/BF00243557 . S2CID 120897051 . 
  51. ↑ غولم، باتريك؛ شميدر، فرانسوا-كزافييه؛ غونسالفيس، إيفان (2018-09-01). "قياس ديناميكيات الغلاف الجوي للكواكب باستخدام مطيافية دوبلر" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 617 : A41. arXiv : 1804.09445 . Bibcode : 2018A & A...617A..41G . doi : 10.1051/0004-6361/201832868 . ISSN 0004-6361 . 
  52. ↑ مراجعة مبكرة حول الموضوع: أورت، جيه إتش (1970). "تكوين المجرات وأصل الهيدروجين عالي السرعة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 7 : 381. Bibcode : 1970A & A.....7..381O .
  53. ^ اساوكا ، إيكوكو (1989). “أطياف الأشعة السينية عند اللانهاية من قرص تراكم نسبي حول ثقب كير الأسود”. منشورات الجمعية الفلكية اليابانية . 41 (4): 763– 778. بيب كود : 1989PASJ...41..763A . دوى : 10.1093/باسج/41.4.763 .
  54. ↑ ريبكي، جي بي؛ لايتمان، إيه آر (1979). العمليات الإشعاعية في الفيزياء الفلكية . جون وايلي وأولاده. ص 288. ISBN  0-471-82759-2.
  55. ↑ "المحققون الكونيون" . وكالة الفضاء الأوروبية (ESA). 2013-04-02 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2013-04-25 .
  56. ↑ كيلرمان، ك. آي. (2014). "اكتشاف الكوازارات وتداعياته". مجلة التاريخ والتراث الفلكي . 17 (3): 267-282 . arXiv : 1304.3627 . doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2014.03.03 .
  57. ↑ بيبلز 1993 ، ص 78-79.
  58. ↑ هالستيد، إيفان (16 أغسطس 2021). "مقدمة في النسبية العامة: 7.3: الانزياح الأحمر" . نصوص الفيزياء الحرة . تم الاسترجاع في 6 مارس 2025 .
  59. ↑ بيبلز 1993 ، ص 34.
  60. ↑ بيرسيفال، ويل جيه؛ وايت، مارتن (11 فبراير 2009). "اختبار تكوين البنية الكونية باستخدام تشوهات فضاء الانزياح الأحمر" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 393 (1): 297-308 . arXiv : 0808.0003 . Bibcode : 2009MNRAS.393..297P . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.14211.x .
  61. ↑ راكانيلي، أ.؛ بيرتاكا، د.؛ بيتروبون، د.؛ شميدت، ف.؛ ساموشيا، ل.؛ بارتولو، ن.؛ دوري، أ.؛ ماتاريس، س.؛ بيرسيفال، و.ج. (25 سبتمبر 2013). "اختبار الجاذبية باستخدام تشوهات واسعة النطاق في فضاء الانزياح الأحمر" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 436 (1): 89-100 . arXiv : 1207.0500 . Bibcode : 2013MNRAS.436...89R . doi : 10.1093/mnras/stt1517 .
  62. ↑ نوكس، لويد (22-12-2016). "الفيزياء 156: كتاب تمارين في علم الكونيات: 1.7: علاقة المسافة بالانزياح الأحمر" . نصوص الفيزياء الحرة . تم الاسترجاع في 6-3-2025 .
  63. ↑ "جائزة نوبل في الفيزياء 2011: معلومات للجمهور" (ملف PDF) . مؤسسة نوبل . تاريخ الاطلاع: 13 يونيو 2023 .
  64. ↑ بليت، فيل (26 ديسمبر 2025). "ما هي أبعد مجرة؟ ولماذا يُعدّ ذلك مهمًا؟" . مجلة ساينتفك أمريكان . تاريخ الاسترجاع: 7 مايو 2026 .
  65. ↑ "الانزياح الأحمر" . مرصد لاس كومبريس . تم الاسترجاع في 2025-03-06 .
  66. ↑ أويش، ب.أ.؛ برامر، ج.؛ فان دوكوم، ب.ج.؛ إيلينغورث، ج.د.؛ بوينز، ر.ج.؛ لابيه، إ.؛ وآخرون . (1 مارس 2016). "مجرة شديدة اللمعان عند الانزياح الأحمر z=11.1 تم قياسها باستخدام مطيافية شبكية تلسكوب هابل الفضائي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 819 (2): 129. arXiv : 1603.00461 . Bibcode : 2016ApJ...819..129O . doi : 10.3847/0004-637X/819/2/129 . S2CID 119262750 .  
  67. ↑ كارنياني، ستيفانو؛ هاينلاين، كيفن؛ ديوجينيو، فرانشيسكو؛ أيزنشتاين، دانيال جيه؛ جاكوبسن، بيتر؛ ويتستوك، جوريس؛ وآخرون . (29-07-2024). "تأكيد طيفي لمجرتين مضيئتين عند انزياح أحمر مقداره 14" . مجلة نيتشر . 633 (8029): 318-322 . arXiv : 2405.18485 . Bibcode : 2024Natur.633..318C . doi : 10.1038/ s41586-024-07860-9 . ISSN 1476-4687 . PMC 11390484. PMID 39074505 .    
  68. ↑ نايدو، آر بي؛ أويش، بي إيه؛ برامر، جي؛ ويبل، إيه؛ لي، واي؛ ماثي، جيه؛ وآخرون (30 يناير 2026). "معجزة كونية: تأكيد وجود مجرة ​​شديدة اللمعان عند الانزياح الأحمر z spec = 14.44 بواسطة تلسكوب جيمس ويب الفضائي" . المجلة المفتوحة للفيزياء الفلكية . 9. arXiv : 2505.11263 . Bibcode : 2026OJAp....956033N . doi : 10.33232/001c.156033 . 
  69. ^ واتسون ، داراش. كريستنسن، ليز؛ كنودسن، كيرستن كرايبيرج؛ ريتشارد، يوهان؛ جالاتزي، آنا؛ ميشالوفسكي، ميشال جيرزي (2015). “مجرة عادية مغبرة في عصر إعادة التأين”. طبيعة . 519 (7543): 327– 330. أرخايف : 1503.00002 . بيب كود : 2015Natur.519..327W . دوى : 10.1038 / طبيعة 14164 . بميد 25731171 . S2CID 2514879 .  
  70. ↑ برادلي، إل دي؛ بوينز، آر جيه؛ فورد، إتش سي؛ إيلينغورث، جي دي؛ جي، إم جيه؛ بينيتيز، إن؛ وآخرون (2008). "اكتشاف مجرة ​​مرشحة شديدة السطوع ذات عدسة عدسية قوية عند الانزياح الأحمر z ~ 7.6". المجلة الفيزيائية الفلكية . 678 (2): 647-654 . arXiv : 0802.2506 . Bibcode : 2008ApJ...678..647B . doi : 10.1086/533519 . S2CID 15574239 .  
  71. ↑ سالفاتيرا، ر.؛ فالي، م. ديلا؛ كامبانا، س .؛ تشينكاريني، ج.؛ وآخرون (2009). "يكشف انفجار أشعة غاما 090423 عن نجم منفجر في عصر إعادة التأين". مجلة نيتشر . 461 (7268): 1258-1260 . arXiv : 0906.1578 . Bibcode : 2009Natur.461.1258S . doi : 10.1038/nature08445 . PMID: 19865166. S2CID : 205218263 .   
  72. ↑ "UHZ1: مجرة ​​بعيدة وثقب أسود" . صورة فلكية لليوم . 10 نوفمبر 2023. تم الاطلاع عليها بتاريخ 10 نوفمبر 2023 .
  73. ↑ ويلين، دانيال ج.؛ لطيف، محمد أ.؛ ميزكوا، مار (2023-10-01). "انبعاثات راديوية من ثقب أسود عند سمت 10.1 في UHZ1" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 956 (2): 133. arXiv : 2308.03837 . Bibcode : 2023ApJ...956..133W . doi : 10.3847/1538-4357/acf92c .
  74. ↑ غلودمانز، أ. ج.؛ دنكان، ك. ج.؛ ساكسينا، أ.؛ هاريكان، ي.؛ هيل، ج. ج.؛ زيمان، ج. ر.؛ وآخرون . (ديسمبر 2022). "اكتشاف 24 كوازارًا ساطعًا في نطاق الراديو عند 4.9 ≤ z ≤ 6.6 باستخدام عمليات رصد راديوية منخفضة التردد". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 668 : A27. arXiv : 2210.01811 . Bibcode : 2022A & A...668A..27G . doi : 10.1051/0004-6361/202244763 . 
  75. ↑ كاسينين، ميلاني؛ فينيمانز، برام؛ هارينغتون، كيفن سي؛ بوغارد، ليندرت أ؛ ماير، رومان أ؛ بانادوس، إدواردو؛ وآخرون . (2024-04-01). "الغاز الجزيئي البارد في المجرات المضيفة للكوازارات عند الانزياح الأحمر z ≳ 6". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 684 : A33. arXiv : 2402.05165 . Bibcode : 2024A & A...684A..33K . doi : 10.1051/0004-6361/202348463 . 
  76. ↑ سمايل، إيان؛ أوين، إف إن؛ موريسون، جي إي؛ كيل، دبليو سي؛ وآخرون . (2002). "تنوع الأجسام الحمراء للغاية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 581 (2): 844-864 . arXiv : astro-ph/0208434 . Bibcode : 2002ApJ...581..844S . doi : 10.1086/344440 . S2CID 51737034 .  
  77. ^ توتاني، تومونوري. يوشي، يوزورو؛ إيوامورو، فوميهيد؛ مايهارا، توشينوري؛ موتوهارا، كينتارو (2001). “الأجسام الحمراء المفرطة للغاية في حقل سوبارو العميق: دليل على المجرات الإهليلجية البدائية في مرحلة الانفجار النجمي المتربة”. مجلة الفيزياء الفلكية . 558 (2): ل 87 – ل 91. أرخايف : astro-ph/0108145 . بيب كود : 2001ApJ...558L..87T . دوى : 10.1086/323619 . S2CID 119511017 . 
  78. ^ سوبرال، ديفيد. ماثي، جوريت. درويش، بهنام؛ شيرير، دانيال. مباشر، بهرام؛ روتجيرنج، هوب جا؛ سانتوس، سيرجيو؛ همتي، شوبانة (4 حزيران 2015). “دليل على التجمعات النجمية الشبيهة بـ POPIII في بواعث LYMAN-α الأكثر سطوعًا في عصر إعادة التأين: التأكيد الطيفي”. مجلة الفيزياء الفلكية . 808 (2): 139. أرخايف : 1504.01734 . بيب كود : 2015ApJ...808..139S . دوى : 10.1088/0004-637x/808/2/139 . S2CID 18471887 . 
  79. ↑ أوفرباي، دينيس (17 يونيو 2015). "علماء الفلك يُبلغون عن اكتشاف أقدم النجوم التي أثرت الكون" . صحيفة نيويورك تايمز . تاريخ الاسترجاع: 17 يونيو 2015 .
  80. ↑ لينويفر، تشارلز؛ ديفيس، تمارا م. (2005). "مفاهيم خاطئة حول الانفجار العظيم". مجلة ساينتفك أمريكان . 292 (3): 36-45 . Bibcode : 2005SciAm.292c..36L . doi : 10.1038/scientificamerican0305-36 .
  81. ↑ غاويزر، إي.؛ سيلك، ج. (2000). "إشعاع الخلفية الكونية الميكروي". تقارير الفيزياء . 333-334 (2000): 245-267 . arXiv : astro-ph/0002044 . Bibcode : 2000PhR...333..245G . CiteSeerX 10.1.1.588.3349 . doi : 10.1016/S0370-1573(00)00025-9 . S2CID 15398837 .  
  82. ↑ ناوز، س.؛ نوتر، س.؛ باركانا، ر. (2006). "النجوم الأولى في الكون" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية: رسائل . 373 (1): L98– L102. arXiv : astro-ph/0604050 . Bibcode : 2006MNRAS.373L..98N . doi : 10.1111/j.1745-3933.2006.00251.x . S2CID 14454275 . 
  83. ↑ ليسغورغ، ج.؛ باستور، س. (2006). "النيوترينوات الضخمة وعلم الكونيات". تقارير الفيزياء . 429 (6): 307-379 . arXiv : astro-ph/0603494 . Bibcode : 2006PhR...429..307L . doi : 10.1016/j.physrep.2006.04.001 . S2CID 5955312 . 
  84. ↑ غريشوك، ليونيد ب. (2005). "الموجات الثقالية المتبقية وعلم الكونيات". مجلة الفيزياء - أوسبيخي . 48 (12): 1235-1247 . arXiv : gr-qc/0504018 . Bibcode : 2005PhyU...48.1235G . doi : 10.1070/PU2005v048n12ABEH005795 . S2CID 11957123 . 
  85. ↑ جيلر، إم جيه؛ هوشرا، جيه بي (1989). "رسم خريطة الكون". مجلة ساينس . 246 (4932): 897-903 . رمز Bibcode : 1989Sci...246..897G . doi : 10.1126/science.246.4932.897 . PMID 17812575. S2CID 31328798 .  
  86. ↑ هوشرا، جون ب. "مسح الانزياح الأحمر لمركز هارفارد وسميثسونيان للفيزياء الفلكية " . تم الاطلاع عليه بتاريخ 20 مارس 2023 .
  87. ↑ كول، شون ؛ بيرسيفال، ويل جيه؛ بيكوك، جون أ؛ نوربيرغ، بيدر؛ باو، كارلتون إم؛ فرانك، كارلوس إس؛ وآخرون (2005). "مسح الانزياح الأحمر للمجرات 2dF: تحليل طيف القدرة لمجموعة البيانات النهائية وآثارها الكونية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 362 (2): 505-534 . arXiv : astro-ph/0501174 . Bibcode : 2005MNRAS.362..505C . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09318.x . S2CID 6906627 .  
  88. ↑ "الصفحة الرئيسية لمسح انزياح المجرات 2dF" . msowww.anu.edu.au . مؤرشف من الأصل بتاريخ 22-03-2012 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 21-10-2025 .
  89. ↑ غان، جيمس إي.؛ سيغموند، والتر أ.؛ مانيري، إدوارد ج.؛ أوين، راسل إي.؛ هول، تشارلز ل.؛ ليجيه، ر. فرينش؛ وآخرون . (أبريل 2006). "تلسكوب 2.5 متر لمسح سلون الرقمي للسماء" . المجلة الفلكية . 131 (4): 2332-2359 . arXiv : astro-ph/0602326 . Bibcode : 2006AJ....131.2332G . doi : 10.1086/500975 . 
  90. ↑ ألميدا، أندريس؛ وآخرون (2023). "الإصدار الثامن عشر من بيانات مسوحات سلون الرقمية للسماء: تحديد الأهداف والأطياف الأولى من SDSS-V" . سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 267 (2): 44. arXiv : 2301.07688 . Bibcode : 2023ApJS..267...44A . doi : 10.3847/1538-4365/acda98 . 
  91. ↑ "نتائج العلوم" . SSDS . تم الاسترجاع في 2025-05-20 .
  92. ↑ ديفيس، مارك؛ وآخرون (مجموعة DEEP2) (2002). الأهداف العلمية والنتائج الأولية لمسح الانزياح الأحمر DEEP2 . مؤتمر التلسكوبات والأجهزة الفلكية، وايكولوا، هاواي، 22-28 أغسطس 2002. arXiv : astro-ph/0209419 . Bibcode : 2003SPIE.4834..161D . doi : 10.1117/12.457897 . 
  93. ↑ نيومان، جيفري أ.؛ وآخرون (2013). "مسح انزياح المجرات الأحمر DEEP2: التصميم، والملاحظات، ومعالجة البيانات، والانزياحات الحمراء". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 208 (1): 5. arXiv : 1203.3192 . Bibcode : 2013ApJS..208....5N . doi : 10.1088/0067-0049/208/1/5 . 
  94. ↑ إمبي، كريس. جاي، باميلا (محرران). "انطفاء الغبار واحمراره" . انطفاء الغبار واحمراره . تعليم علم الفلك . تم الاسترجاع في 6 مارس 2025 .
  95. ↑ كون، كارل ف.؛ كوبليس، ثيو (2004). في البحث عن الكون . دار نشر جونز وبارتليت . الصفحات 122-123 . ISBN  978-0-7637-0810-8.
  96. ↑ وودهاوس، كريس (4 ديسمبر 2017). "مجرة أندروميدا (M31)". دليل التصوير الفلكي ( الطبعة الثانية). روتليدج. الصفحات 308-313 . doi : 10.4324/9781315159225-42 . ISBN   978-1-315-15922-5.
  97. ↑ ماريا رايتيري، كلوديا (2024). "رصد تغيرات البلازار لفهم النفاثات خارج المجرة". منشورات المرصد الفلكي في بلغراد . المجلد 104. الصفحات 29-38 . arXiv : 2412.11565 . doi : 10.69646/aob104p029 . ISBN   978-86-82296-11-9.
  98. ↑ نيميروف، آر جيه (1993). "مبادئ الجاذبية والرياضيات" . ناسا .
  99. ↑ نيميروف، آر جيه (1993). "التشوهات البصرية بالقرب من نجم نيوتروني وثقب أسود". المجلة الأمريكية للفيزياء . 61 (7): 619-632 . arXiv : astro-ph/9312003v1 . Bibcode : 1993AmJPh..61..619N . doi : 10.1119/1.17224 . S2CID 16640860 . 
  100. ^ بونوميتو ، سيلفيو. جوريني، فيتوريو؛ موشيلا، أوغو (2002). علم الكونيات الحديث . الصحافة اتفاقية حقوق الطفل . رقم ISBN 978-0-7503-0810-6.
  101. ^ أوكي، كينتارو؛ كاواغوتشي، توشيهيرو؛ أوتا ، كوجي (يناير 2005). “أكبر التحولات الزرقاء لخط الانبعاث [O III] في اثنين من النجوم الزائفة الضيقة”. مجلة الفيزياء الفلكية . 618 (2): 601– 608. أرخايف : astro-ph/0409546 . بيب كود : 2005ApJ...618..601A . دوى : 10.1086/426075 . S2CID 17680991 . 
  102. ↑ ميلر، كول. "علم الكونيات" . www.astro.umd.edu . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2025-03-06 .

مصادر

مقالات

  • أودينوالد، إس. وفينبيرغ، آر تي. 1993؛ "إعادة النظر في الانزياحات الحمراء للمجرات" في مجلة سكاي آند تلسكوب فبراير 2003؛ الصفحات 31-35 (هذه المقالة مفيدة لمزيد من القراءة في التمييز بين الأنواع الثلاثة للانزياح الأحمر وأسبابها).
  • لينويفر، تشارلز إتش. وتامارا إم. ديفيس، " مفاهيم خاطئة حول الانفجار العظيم "، مجلة ساينتفك أمريكان ، مارس 2005. (هذه المقالة مفيدة لشرح آلية الانزياح الأحمر الكوني بالإضافة إلى توضيح المفاهيم الخاطئة المتعلقة بفيزياء تمدد الفضاء.)

الكتب