Kosmologický rudý posuv je druh rudého posuvu vznikající v důsledku rozpínání vesmíru. Projevuje se prodlužováním vlnové délky elektromagnetického záření během jeho šíření rozpínajícím se časoprostorem, což vede k posunu spektrálních čar směrem k delším vlnovým délkám.
Kosmologický rudý posuv je jedním ze základních pozorovacích důkazů rozpínání vesmíru a patří k nejdůležitějším jevům moderní kosmologie. Pozorování rudého posuvu vzdálených galaxií vedla k formulaci Hubbleova zákona a stala se jedním ze základních pilířů současného modelu ΛCDM.
Na rozdíl od Dopplerova jevu a relativistického Dopplerova jevu, které vznikají vzájemným pohybem zdroje a pozorovatele prostorem, je kosmologický rudý posuv důsledkem časového vývoje metriky vesmíru. V rámci standardních kosmologických modelů je jeho velikost určena změnou škálového faktoru mezi okamžikem emise a pozorování záření.
Kosmologický rudý posuv se uplatňuje při určování vzdáleností objektů ve vesmíru, studiu vývoje galaxií i při interpretaci vlastností reliktního záření. U velmi vzdálených objektů představuje dominantní příspěvek k celkově pozorovanému rudému posuvu.
Historie První náznaky rudého posuvu ve spektrech spirálních mlhovin byly získány na počátku 20. století spektroskopickými měřeními Vesta Sliphera. Ten zjistil, že spektrální čáry většiny pozorovaných mlhovin jsou posunuty k delším vlnovým délkám, což naznačovalo jejich vzdalování od Země.
Po formulaci obecné teorie relativity vznikly první kosmologické modely připouštějící rozpínání nebo smršťování vesmíru. V roce 1922 nalezl Alexandr Fridman dynamická řešení Einsteinových rovnic gravitačního pole a v letech 1927–1931 rozvinul podobné modely také Georges Lemaître. Lemaître současně upozornil na souvislost mezi pozorovanými rudými posuvy galaxií a rozpínáním vesmíru.
Rozhodující význam měla pozorování Edwina Hubblea, který v roce 1929 publikoval vztah mezi vzdáleností galaxií a jejich rudým posuvem. Tento vztah, dnes známý jako Hubbleův zákon, ukázal, že se vzdálené galaxie v průměru vzdalují tím rychleji, čím jsou dále. Pozorovaný rudý posuv tak získal přirozené vysvětlení v rámci rozpínajícího se vesmíru.
V průběhu 20. století se kosmologický rudý posuv stal jedním ze základních pozorovacích nástrojů kosmologie. Měření rudého posuvu umožnila studovat rozložení galaxií ve vesmíru, vývoj kosmických struktur i historii rozpínání vesmíru. Významnou roli sehrála také při interpretaci vlastností reliktního záření, jehož pozorovaná teplota je důsledkem rozpínání vesmíru od doby jeho vzniku.
Definice Kosmologický rudý posuv se obvykle vyjadřuje bezrozměrnou veličinou , definovanou vztahem
kde je vlnová délka záření v okamžiku emise a je vlnová délka pozorovaná v okamžiku detekce. Pro rudý posuv platí , zatímco pro modrý posuv .
Kosmologický rudý posuv vzniká při šíření elektromagnetického záření rozpínajícím se vesmírem. V důsledku růstu škálového faktoru se během letu fotonu zvětšuje jeho vlnová délka, takže pozorované záření má delší vlnovou délku než v okamžiku emise.
V homogenním a izotropním vesmíru popsaném FLRW metrikou souvisí kosmologický rudý posuv se škálovým faktorem vztahem
kde je hodnota škálového faktoru v okamžiku emise záření a jeho hodnota v okamžiku pozorování.
Kosmologický rudý posuv je důsledkem časového vývoje geometrie časoprostoru a nelze jej obecně interpretovat jako běžný Dopplerův jev způsobený pohybem zdroje prostorem. U blízkých galaxií však mohou být oba popisy přibližně ekvivalentní a vést ke stejným pozorovaným hodnotám rudého posuvu.
Interpretace Kosmologický rudý posuv je důsledkem rozpínání vesmíru a související změny geometrie časoprostoru během šíření světla. V rámci standardního kosmologického modelu se vzdálenosti mezi gravitačně nevázanými objekty v průměru zvětšují, což vede ke zvětšování vlnové délky elektromagnetického záření putujícího mezi zdrojem a pozorovatelem. Pozorovaný rudý posuv tak odráží změnu škálového faktoru vesmíru mezi okamžikem emise a okamžikem pozorování.
Přestože je kosmologický rudý posuv často popisován jako „natahování vlnové délky světla rozpínajícím se prostorem“, tento obraz představuje pouze jednu z možných interpretací matematického popisu založeného na FLRW metrice. Ve všech případech zůstává pozorovaná hodnota rudého posuvu jednoznačně určena poměrem hodnot škálového faktoru v okamžiku emise a pozorování.
Kosmologický rudý posuv a Dopplerův jev Kosmologický rudý posuv se od klasického Dopplerova jevu liší svým fyzikálním původem. Dopplerův jev vzniká v důsledku vzájemného pohybu zdroje a pozorovatele prostorem, zatímco kosmologický rudý posuv je důsledkem časového vývoje samotného časoprostoru.
U malých hodnot rudého posuvu lze kosmologický rudý posuv aproximovat Dopplerovým vztahem. V této oblasti vede rozpínání vesmíru k téměř lineární závislosti mezi vzdáleností galaxie a její zdánlivou rychlostí vzdalování popsanou Hubbleovým zákonem. Pro vzdálené objekty však Dopplerova interpretace přestává být přesná a správný popis vyžaduje obecně relativistický model rozpínajícího se vesmíru.
Kosmologický rudý posuv a gravitační rudý posuv Kosmologický rudý posuv je odlišný také od gravitačního rudého posuvu, který vzniká při průchodu světla oblastmi s různým gravitačním potenciálem. Gravitační rudý posuv je důsledkem zakřivení časoprostoru v okolí hmotných těles a lze jej pozorovat například v blízkosti hvězd, neutronových hvězd nebo černých děr.
V reálných astronomických pozorováních může být výsledný rudý posuv kombinací několika příspěvků. U vzdálených galaxií zpravidla dominuje kosmologický rudý posuv související s rozpínáním vesmíru, zatímco u objektů vázaných gravitačními poli mohou hrát významnou roli také Dopplerovy a gravitační efekty.
Pozorovací důsledky Kosmologický rudý posuv patří k nejdůležitějším pozorovatelným projevům rozpínání vesmíru. Měření rudého posuvu umožňuje určovat vzdálenosti kosmických objektů, studovat vývoj galaxií v čase a rekonstruovat historii rozpínání vesmíru. Hodnota rudého posuvu je proto jedním ze základních parametrů používaných v moderní observační kosmologii.
Hubbleův zákon Jedním z nejvýznamnějších důsledků kosmologického rudého posuvu je existence Hubbleova zákona, podle něhož se vzdálené galaxie v průměru vzdalují tím rychleji, čím jsou dále od pozorovatele. Pro malé hodnoty rudého posuvu lze pozorovaný posuv spektrálních čar převést na rychlost vzdalování a získat přibližně lineární závislost mezi vzdáleností a rychlostí galaxie.
Měření rudých posuvů velkého počtu galaxií poskytla první přesvědčivý důkaz rozpínání vesmíru a dodnes představují jeden z hlavních nástrojů pro určování kosmologických parametrů a testování kosmologických modelů.
Reliktní záření Kosmologický rudý posuv ovlivňuje také vlastnosti reliktního záření, které vzniklo přibližně 380 000 let po vzniku vesmíru. Od doby svého vzniku se vlnové délky tohoto záření vlivem rozpínání vesmíru zvětšily přibližně tisíckrát.
V důsledku tohoto procesu se původní tepelné záření o teplotě několika tisíc kelvinů posunulo do mikrovlnné oblasti spektra a dnes je pozorováno jako reliktní záření s teplotou přibližně 2,7 K. Jeho spektrum představuje jeden z nejpřesnějších důkazů existence kosmologického rudého posuvu.
Vzdálené galaxie a kvasary U velmi vzdálených galaxií a kvasarů dosahuje kosmologický rudý posuv vysokých hodnot, které umožňují pozorovat vesmír v jeho raných vývojových stadiích. Protože světlu z těchto objektů trvá miliardy let, než dorazí k pozorovateli, představují současně pohled do minulosti vesmíru.
Měření rudého posuvu vzdálených galaxií a kvasarů umožňuje studovat vznik prvních hvězdných soustav, vývoj kosmických struktur i historii rozpínání vesmíru. Pozorování objektů s vysokým rudým posuvem patří mezi hlavní cíle moderních pozemních i kosmických observatoří.
Význam v kosmologii Kosmologický rudý posuv je jedním ze základních pozorovatelných parametrů moderní kosmologie. Umožňuje převádět astronomická pozorování na informace o vývoji vesmíru v čase a propojuje teoretické modely rozpínajícího se vesmíru s pozorovanými vlastnostmi galaxií, kvasarů a reliktního záření.
Měření rudého posuvu hraje klíčovou roli při určování kosmologických parametrů, jako je Hubbleova konstanta, hustota hmoty nebo podíl temné energie. Porovnáním pozorovaných rudých posuvů s předpověďmi kosmologických modelů lze testovat platnost modelu ΛCDM i alternativních kosmologických scénářů.
Rudý posuv je rovněž základním prostředkem pro studium vývoje kosmických struktur. Objekty s různými hodnotami rudého posuvu jsou pozorovány v různých obdobích kosmické historie, což umožňuje sledovat vznik a vývoj galaxií, kup galaxií i rozsáhlé struktury vesmíru.
V současné kosmologii patří měření rudého posuvu k nejdůležitějším observačním metodám a tvoří nedílnou součást většiny výzkumů zaměřených na strukturu, složení a vývoj vesmíru.
Odkazy
Reference
Související články Velký třesk Kosmologie Hubbleův zákon Reliktní záření
Kategorie:Obecná teorie relativity Kategorie:Kosmologie Kategorie:Pozorování vesmíru