Графически оно выглядит так:
Рис.1 Графическое представление о космологическом красном смещении.
Красное смещение для галактик было обнаружено американским астрономом Весто Слайфером в 1912—1914 годах, а в 1929 году Эдвин Хаббл открыл, что красное смещение для далёких галактик больше, чем для близких, и возрастает приблизительно пропорционально расстоянию ( закон Хаббла).
Предлагались различные объяснения наблюдаемого смещения спектральных линий, например, гипотеза утомлённого света, но, в конечном итоге, связали с эффектом расширения межгалактического пространства по ОТО. Данное объяснение этого явления является общепринятым.
Красное смещение, вызванное расширением, часто путают с более знакомым красным смещением, вызванным эффектом Доплера, который обычно делает звуковые волны более длинными, если источник звука удаляется. То же верно и для световых волн, которые становятся более длинными, если источник света отдаляется в пространстве.
Доплеровское красное смещение и космологическое красное смещение – вещи абсолютно разные и описываются различными формулами. Первая вытекает из частной теории относительности, которая не принимает во внимание расширение пространства, а вторая следует из общей теории относительности. Эти две формулы почти одинаковы для близлежащих галактик, но различаются для отдаленных.
Рассмотрим виды спектров.
1.Сплошной спектр.
Рис.2 Сплошной спектр видимого излучения.
Спектр видимого излучения сплошной. Это говорит о том, что в данном спектре присутствуют все, без исключения, частоты видимого излучения. Характерной особенностью излучения является то, что излучение определённой частоты всегда ложится на одно и то же место в спектре. И исключений не бывает.
2. Линейчатый спектр.
Рис.3 Линейчатый спектр.
Наличие вертикальных линий в спектре говорит о том, что в спектре отсутствуют некоторые частоты излучения и ничего более. Теперь, обратившись к Рис.1, мы можем утверждать, что в спектре позиции 1 отсутствует часть излучения, относящаяся к зелёному цвету, на позиции 2 отсутствует часть излучения, относящаяся к жёлтому цвету, на позиции 3 отсутствует часть излучения, относящаяся к синему цвету.
Сдвиг фраунгоферовых линий в спектрах далёких галактик в красную сторону говорит о том, что в спектрах отсутствует низкочастотное излучение и причина этого отсутствия кроется в изменении свойств среды распространения. В целом же говорит о том, что температура Вселенной была раньше более низкой и чем дальше, тем ниже.
Спектр излучения звёзд сплошной. Линии на спектре не характеристика излучающего объекта, не характеристика излучения, а характеристика среды распространения.
Спектральные серии водорода располагаются во всех диапазонах спектра.
Изученные серии:
Серия Лаймана
Открыта Т. Лайманом[en] в 1906 году. Все линии серии находятся в ультрафиолетовом диапазоне. Серия соответствует формуле Ридберга при n′ = 1 и n = 2, 3, 4, …; линия Lα = 1216 Å является резонансной линией водорода. Граница серии — 911,8 Å.
Серия Бальмера
Открыта И. Я. Бальмером в 1885 году. Первые четыре линии серии находятся в видимом диапазоне и были известны задолго до Бальмера, который предложил эмпирическую формулу для их длин волн и на её основе предсказал существование других линий этой серии в ультрафиолетовой области. Серия соответствует формуле Ридберга при n′ = 2 и n = 3, 4, 5, …; линия Hα = 6565 Å, граница серии — 3647 Å.
Серия Пашена
Предсказана Ритцем в 1908 году на основе комбинационного принципа. Открыта Ф. Пашеном в том же году. Все линии серии находятся в инфракрасном диапазоне. Серия соответствует формуле Ридберга при n′ = 3 и n = 4, 5, 6, …; линия Pα = 18 756 Å, граница серии — 8206 Å.
Серия Брэккета
Открыта Ф. С. Брэккетом в 1922 году. Все линии серии находятся в ближнем инфракрасном диапазоне. Серия соответствует формуле Ридберга при n′ = 4 и n = 5, 6, 7, …; линия Bα = 40 522 Å. Граница серии — 14 588 Å.
Серия Пфунда
Открыта А. Г. Пфундом в 1924 году. Линии серии находятся в ближнем (часть в среднем) инфракрасном диапазоне. Серия соответствует формуле Ридберга при n′ = 5 и n = 6, 7, 8, …; линия Pfα = 74 598 Å. Граница серии — 22 794 Å.
Серия Хэмпфри
Открыта К. Д. Хэмпфри в 1953 году. Серия соответствует формуле Ридберга при n′ = 6 и n = 7, 8, 9, …; основная линия — 123 718 Å, граница серии — 32 823 Å.
Расположение серии зависит от температуры излучения.
На спектр(сплошной) далёких галактик накладываются линии поглощения определённой частоты водородом-средой распространения. Эти линии смещаются в длинноволновую сторону, что говорит о изменении свойств среды распространения, а не свойств самого излучения(изменении длины волны) и связаны эти изменения прежде всего с температурой.
Вселенная наполнена Тёмной материей и Тёмной энергией, т.е. Эфиром и СВЕТОМ. В процессе эволюции Эфир переходит в СВЕТ, что говорит о том, что Эфира(Тёмной материи) в ранней Вселенной было больше и среда распространения была совершенно другой, что и влияет, вместе с температурой, на поглощение средой волн разной длины в разные периоды существования Вселенной. Упор на изменение длины с разбеганием логически не обоснован.
- Код ссылки на тему, для размещения на персональном сайте | Показать
