赤方偏移

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太陽スペクトル(左)と比べ、遠方の超銀河団のスペクトル(右)では、フラウンホーファー線がより長波長側(赤い方)へシフトしている。
現代宇宙論
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赤方偏移(せきほうへんい、redshift)とは、主に天文学において、観測対象からの光(可視光だけでなく全ての波長電磁波を含む)のスペクトルが長波長側(可視光で言うと赤に近い方)にずれる現象を指す。

波長λのスペクトルがΔλだけずれている場合、赤方偏移の量 z

z = \frac{\Delta \lambda}{\lambda}

と定義する。

赤方偏移が発生する原因[編集]

光のドップラー効果[編集]

遠ざかる音源からの音がドップラー効果により低くなるのと同様、遠ざかる光源から発せられた光には赤方偏移がおこる。例えば、地球に対して遠ざかるような運動をしている恒星のスペクトルを測定すると、地球から見た視線方向の後退速度に対応する赤方偏移が観測される。

宇宙論的赤方偏移[編集]

アメリカ合衆国天文学者エドウィン・ハッブルは様々な銀河までの距離とその銀河のスペクトルを調べ、ほとんど全ての銀河のスペクトルに赤方偏移が見られること、赤方偏移の量は遠方の銀河ほど大きいことを経験を生かして発見した(ハッブルの法則)。この事象は、銀河を出た光が地球に届くまでの間に空間自体が伸びて波長が引き伸ばされるためであると解釈でき、宇宙が膨張していることを示すと考えられている。2016年現在、観測されている最も z が大きい(すなわち最も遠方にあると考えられる)天体は z = 11.09 の銀河 GN-z11 である[1][2]

もう一つの代表的な例として、宇宙背景放射での現象が挙げられる。現在の宇宙では、絶対温度約 3K の黒体放射に相当する放射があらゆる方向からやってきており、宇宙背景放射と呼ばれている。これは、宇宙創成期に宇宙を満たしていた高温状態のプラズマから発せられた熱放射が、ビッグバン後の急激な宇宙の膨張によって波長が引き伸ばされて極端な赤方偏移を受け、現在観測されるような電磁波(特に、マイクロ波)として観測されているものである。これは現在知られている最大の赤方偏移であり、 z = 1089 [3](距離換算で約138.12億光年[4])である。

重力赤方偏移[編集]

重力赤方偏移(gravitational redshift)とは、重力場中の光の波長が長くなる現象である[5]

一般相対性理論において、時間の流れがどれくらい変化するかは、計量という式によって表わされる。最も簡単なシュヴァルツシルトの解では、質量Mの天体から距離rだけ離れた地点における計量は以下の式になる。

 \Delta\tau =  \sqrt {1- \frac{2GM}{c^2 r} } \Delta t

ここで、 \Delta\tau は、距離rの地点における時間の流れを表わし、\Delta tはその天体から無限遠方の地点における時間の流れを表わす。この式により、距離rの地点における時間の流れが遅くなることが表わされる。また、\frac{2GM}{c^2}シュヴァルツシルト半径を表しており、距離rがシュヴァルツシルト半径に等しいときは遠方からは時間が全く経過しないように見えることを示している[5]

光の波長λ、振動数νと光速度cとの間には、λν = c の関係がある。光の振動数は単位時間当たりの振動の回数であるから、時間の進み方が遅くなると遠方の観測者からは、振動数は小さく、波長は長く観測される[5][6]

これを使って、重力赤方偏移の大きさを計算すると以下のようになる。天体の中心から距離rの地点で波長 \lambda_{em} の光が放射され、遠く離れた地点において、その光の波長が \lambda_{rec} と観測されたとすると、

 \lambda_{em} = \sqrt{-g_{tt}} \lambda_{rec} = \sqrt{1- \frac{2GM}{c^2 r} } \lambda_{rec}

この \lambda_{em} を、赤方偏移zの定義、

 z = \frac { \lambda_{rec} - \lambda_{em} }{\lambda_{em}}

に代入すると、zの式は \lambda_{rec} の式となる。すなわち、zの理論上の値が、観測値 \lambda_{rec} から計算できる。

1984年宇宙科学研究所(ISAS)のX線観測衛星 てんま が、中性子星の強い重力による重力赤方偏移を世界で初めて捉えたと報じた。

赤方偏移を扱った作品[編集]

出典[編集]

  1. ^ 最遠方銀河の記録をハッブル宇宙望遠鏡が更新、赤方偏移11.1”. AstroArts (2016年3月7日). 2016年3月8日閲覧。
  2. ^ P. A. Oesch; G. Brammer, P. G. van Dokkum, G. D. Illingworth, R. J. Bouwens, I. Labbe, M. Franx, I. Momcheva, M. L. N. Ashby, G. G. Fazio, V. Gonzalez, B. Holden, D. Magee, R. E. Skelton, R. Smit, L. R. Spitler, M. Trenti, S. P. Willner (2016年3月3日). “A Remarkably Luminous Galaxy at z=11.1 Measured with Hubble Space Telescope Grism Spectroscopy”. arXiv:1603.00461v1 [astro-ph]. 
  3. ^ 土居守. “赤方偏移”. 東京大学大学院理学系研究科・理学部. 2016年3月8日閲覧。
  4. ^ 赤方偏移と距離の関係
  5. ^ a b c 大須賀健; 高橋労太、谷口義明編、 『新・天文学事典』 (初版) 講談社2013年3月20日、404頁。ISBN 978-4-06-257806-6 
  6. ^ 福江純、福江純; 沢武文編、 『超・宇宙を解く』 (初版) 恒星社厚生閣2014年7月10日、44頁。ISBN 978-4-7699-1474-7 

関連項目[編集]