«Կարմիր շեղում»–ի խմբագրումների տարբերություն
Content deleted Content added
No edit summary |
No edit summary |
||
Տող 1.
'''Կարմիր շեղում''', [[էլեկտրամագնիսական ճառագայթում|էլեկտրամագնիսական ճառագայթման]], մասնավորապես [[լույս]]ի ու [[ռադիոճառագայթ]]ման ալիքի երկարության աճ, որի հետևանքով սպեկտրում գծերը շեղվում են դեպի երկարալիք (տեսանելի ճառագայթման դեպքում՝ կարմիր) մասը։
== Գրավիտացիոն կարմիր շեղում ==
Գրավիտացիոն կարմիր շեղումը պայմանավորված է ուժեղ [[գրավիտացիա|ձգողական դաշտից]] դեպի ավելի թույլ դաշտը ճառագայթման անցումով (օրինակ, աստղից դեպի դիտորդը)։ Կանխագուշակել է [[Ալբերտ Այնշտայն]]ը 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. Սլայֆեր]]ը, 1914-ին։ 1929-ին [[Էդվին Հաբլ]]ը չափումների հիման վրա ցույց է տվել, որ [[գալակտիկաներ]]ի կարմիր շեղումները համեմատական են դրանց հեռավորություններին։ Համարելով, որ այդ շեղումները պայմանավորված են [[Դոպլերի էֆեկտ]]ով, գալակտիկաների հեռացման v արագությունների համար նա ստացել է
:<math> v = Hr </math>
առնչությունը, որտեղ r-ը գալակտիկայի հեռավորությունն է, H-ը՝ համեմատականության գործակիցը ([[Հաբլի հաստատուն]])։
Փոքր կարմիր շեղման դեպքում
:<math> v = c \frac{\Delta \lambda}{\lambda} </math>
որտեղ <math>\lambda</math> ալիքի երկարությունն է, <math>\Delta \lambda</math>-ն՝ դրա փոփոխությունը կարմիր շեղման հետևանքով, c-ն՝ [[լույսի արագություն]]ը: Սովորաբար, կարմիր շեղւմը բնութագրվում է
:<math> v \equiv \frac{\Delta \lambda}{\lambda} </math>
հարաբերությամբ (<math> v = cx </math>): Մեծ արագությունների դեպքում, [[հարաբերականության հատուկ տեսություն|հարաբերականության հատուկ տեսության]] հաշվառմամբ, հեռացման արագությունը որոշվում է
:<math> v = c \frac {{(1+z)^2} -1} {{(1+z)^2} +1} </math>
Առայժմ հայտնի ամենահեռավոր [[քվազարներ]]ի համար գրանցվել է <math>z= 3.5</math>, որը համապատասխանում է <math>v= 0.9c</math> հեռացման արագության:
Հաբլի օրենքը <math> v = Hr </math> 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-ին H-ն ընդունվել է 50—60 [[կիլոմետր|կմ]]/([[վայրկյան|վրկ]]·[[պարսեկ|Մպս]]):
Կարմիր շեղման երևույթը վկայում է, որ [[Տիեզերք]]ի աստղագիտական դիտումների համար մատչելի մասում բոլոր գալակտիկաներն իրարից հեռանում են: Դա նշանակում է, որ դիտվող Տիեզերքը ստացիոնար վիճակում չի գտնվում:
[[Կատեգորիա:Տիեզերագիտություն]]
| |||