Kırmızıya kayma ve soğurma çizgileri arasındaki ilişki nedir?
Yorumlarda uhoh ile yapılan bir konuşmadan ilham alındı:
Cevabımda "soğurma çizgileri" nin bir "örüntüsü" nü kastediyorum. Konuya aykırı olanlar için açıklamama izin verin.
Bir ışık bir gaz bulutu içinden parladığında, belirli ışık frekansları emilir. Bu ışık daha sonra bir prizma içinden parladığında, engellenen frekanslar spektrumda siyah çizgiler olarak görünecektir (aşağıdaki resme bakın). Görünen kesin çizgiler ve spektrumdaki konumları ("emme çizgileri" nin "düzeni"), gazda ve gazın çevresinde bulunan elementlere bağlıdır. Etki en açık şekilde tüm frekanslarda foton yayan bir ışıkla görülür; bu tür ışık kara cisim radyasyonu olarak bilinir . Tüm frekanslarda ışık yaymasına rağmen, siyah gövdeli bir radyatör belirli bir dalga boyunda en fazla ışık yayar; bu zirvenin yeri kara cismin sıcaklığı olarak adlandırılır.
Kaynak: Doppler Shift , Edward L. Wright
(Mükemmel site BTW, SSS kırmızı vardiyalar ve genel olarak kozmoloji hakkında daha fazla bilgi için görülmeye değer)
Işık uzayda ilerledikçe (genişledikçe) , dalga boyu ve emme hatlarının dalga boyları tüm frekanslar için sabit bir oranda uzanır. Emisyon / absorpsiyon sırasında bir spektrumun 1, 3 ve 5 nm 1 dalga boylarında çizgiler gösterdiğini varsayalım . Fotonlar belirli bir süre seyahat ettikten sonra, spektrumun tüm dalga boyları iki katına çıkmış gibi görünecektir 2 . Eskiden 1 nm'de olan çizgi şimdi 2 nm'de görülür, daha önce 3 nm'de olan çizgi şimdi 6 nm'de görülür ve başlangıçta 5 nm'de olan çizgi şimdi 10 nm'de görülür. Mutlak frekansları zamanla değişse de, çizgilerin dalga boylarının (ve frekanslarının) birbirine göre oranı sabit kalır.
Belirli bir nesnenin spektrumunun kaydırıldığı kesin miktar, mesafesiyle doğrudan ilişkilidir. Yukarıdaki şemada görüldüğü gibi, yakın nesneler (Güneş gibi) kırmızı kayma göstermez. Biri daha fazla ve daha uzaktaki nesnelere bakarken, artan miktarda kırmızı kayma 3 görülür .
Yukarıdaki cevaptaki tartışmada , çizgilerin kayma derecesini değil, emilim sırasında CMBR sıcaklığından etkilenen hatlardaki bu göreli konum paternidir .
1 Teknik olarak söylemek gerekirse, bu noktaz= 0 nerede zkaymanın büyüklüğünü, kırmızı kaymalar için pozitif (uzaklaşırken) ve mavi kaymalar için negatif (yaklaşırken) gösterir. Bu konuyla ilgili daha ayrıntılı bir tartışma (z) burada bulunabilir .
2 Dalga boyu ikiye katlama (frekans yarılama) noktasız= 1
3 Evrenin genişleme hızında bir belirsizlik olduğu için kırmızıya kaymaların kesin olarak bilinen mesafelere atıfta bulunmadığı unutulmamalıdır. Bu nedenle, gökbilimciler ve kozmologlar nadiren uzak nesnelere olan mesafeleri, örneğin, ışık yılı veya parsek cinsinden mutlak terimlerle ifade ederler , daha çok gözlemlenen kırmızı-kayma miktarını kullanmayı tercih ederler (z yukarıda bahsedilen).
Kırmızı kaymanın arkasındaki mekanizma fotonların kendilerinin değişmesi değil, elektromanyetik dalgaların geçtiği alanın genişlemesi. (Fotonlar hem parçacıklar hem de dalgalardır; hayır, tam olarak sezgisel değil.) Alanın bu sürekli gerilmesi, ışığın dalga boyunu uzatır, hem kırmızı kaymanın hem de belirli bir fotonun zaman içindeki kırmızı kaymasının artmasına neden olur.
Douglas Hofstadter, CC A-SA 3.0
Kırmızıya kayma CMBR ile nasıl ilişkilidir?
Alchimista "CMBR aslında kırmızıya kaymanın özü değil mi?" Diye sordu.
( Kozmolojik değil , "özetin" anlamını kullandığınızı varsayıyorum )
Evet, mevcut CMBR sıcaklığının (3 K) genellikle, Big Bang'den yaklaşık 380.000 yıl sonra yayılan ve dalga boyları zaman içinde Evrenin spektrumun kırmızı (yani daha soğuk veya daha düşük enerjili) ucu. Bu genişleme Hubble ve ark. daha küçük ve daha sönük galaksilerin (Dünya'dan görüldüğü gibi) spektrumlarında daha büyük bir değişime sahip oldukları gözleminden. Görünen mesafe ne kadar uzak olursa, gözlemlenen kayma o kadar büyük olur. Bu görünür mesafeyle ilişkili kırmızı kaymayı kullanarak, çıkarımda bulunabilirizEvrenin geçmişte daha küçük ve CMBR için daha yüksek bir sıcaklıkla daha yoğun olması. Uzak galaksilerin gözlemlenen kırmızı kaymalarına dayanarak, her mesafeden CMBR sıcaklığının ne olduğunu belirleyebiliriz, ancak doğrudan ölçemeyiz.
Yukarıdaki makalenin yazarlarının yaptığı şey , geçmişte belirli bir zamanda CMBR'nin sıcaklığının doğrudan ölçümünü yapmaktı . Ölçülen sıcaklık, daha yoğun ve dolayısıyla daha küçük bir Evren anlamına gelen bugünkünden daha yüksektir. Araştırmacılar ayrıca, doğrudan ölçülen sıcaklığın, incelenen galaksinin gözlemlenen kırmızı kaymasından ortaya çıkan sıcaklığa tam olarak uyduğunu buldular.
Özetle, çıkarım zinciri değiştirilir:
- Kırmızıya kaymaya dayalı akıl yürütme için:
Görünen mesafeyle (doğrudan ölçülen) kırmızı kaymaları artırma ⇒ Genişleme the Geçmişte daha yoğun Evren ⇒ Geçmişte daha yüksek CMBR sıcaklığı.
- Geçmiş sıcaklığın doğrudan ölçümü için (bu kağıtta olduğu gibi):
Geçmişte daha yüksek CMBR sıcaklığı (doğrudan ölçülür) ⇒ Geçmişte daha yoğun Evren ⇒ Genişleme ⇒ Gözlenen kırmızı kayma.
Farklı kanıt setlerine dayanan bu iki çıkarım zinciri birbirini düzgün bir şekilde tamamlar ve destekler.
Unutulmaması gereken bir nokta, CMBR'nin genişlemeyle (en azından doğrudan değil) yaratılmaması , bunun yerine mevcut sıcaklığını ve homojenliğini açıklayan genişlemesidir. Big Bang teorisine göre, erken evren çok yoğundu; o kadar yoğun ve sıcak ki, tüm maddeler fotonlara opak olan atom altı parçacıkların bir plazmasıydı. Big Bang'den yaklaşık 380.000 yıl sonra, Evren, protonların ve elektronların nötr Hidrojen gazı (şeffaf olan) oluşturmak için birleşebilecek kadar soğuduklarını (genişleyerek). CMBR şu anda serbest bırakılan ve o zamandan beri soğumuş olan ışıktır.