遠方の銀河超銀河団の可視スペクトルにおける吸収線（右）と、太陽の可視スペクトルにおける吸収線（左）の比較。矢印は赤方偏移を示す。波長は赤色領域およびそれを超える領域で増加する（周波数は減少する）。

物理学において、赤方偏移とは、電磁波（光など）の波長の増加、あるいは周波数の減少を指します。反対の変化、つまり波長の減少と周波数およびエネルギーの増加は、青方偏移と呼ばれます。

天文学と宇宙論では、3 種類の赤方偏移が存在します。放射源の相対運動によるドップラー赤方偏移、放射が重力ポテンシャルから逃れることによって生じる重力赤方偏移、そして宇宙の膨張によって引き起こされる宇宙赤方偏移です。天文学では、赤方偏移の値は、波長の分数変化に対応する文字z (赤方偏移の場合は正、青方偏移の場合は負) と、波長比1 + z (赤方偏移の場合は 1 より大きく、青方偏移の場合は 1 より小さい) で表されます。自動化された天文赤方偏移調査は、宇宙の大規模構造を知るための重要なツールです。赤方偏移と青方偏移は、光子エネルギーとも関連しており、プランクの法則を介して、対応する黒体温度にも関連付けることができます。

強い赤方偏移の例としては、ガンマ線がX線として知覚されたり、可視光線が電波として知覚されたりすることが挙げられます。ビッグバン当初の3000ケルビン（K）の放射は、はるか下まで赤方偏移し、3 Kの宇宙マイクロ波背景放射となりました。より微細な赤方偏移は天体の分光観測で確認されており、ドップラーレーダーやレーダーガンなどの地上技術にも利用されています。 重力波も光速で伝播しますが、同様の赤方偏移現象の影響を受けます。[1] 

散乱や光学的効果など、電磁放射の周波数のシフトにつながる可能性のある他の物理プロセスも存在しますが、結果として生じる変化は（天文学的な）赤方偏移とは区別できるため、通常はそのようには呼ばれません。

概念

ハッブル・ウルトラディープ・フィールドにおける高赤方偏移銀河候補、2012年[2]

望遠鏡と分光計を用いることで、恒星の光の強度と周波数の変化を測定できます。得られたスペクトルは、地球上の実験室で、恒星に存在すると予想される水素などの高温ガスのスペクトルと比較することができます。右上の理想的なスペクトルに示されているように、赤方偏移を決定するために、吸収線、輝線、その他の光強度の変化といった2つのスペクトルの特徴をシフトさせる場合があります。

赤方偏移（および青方偏移）は、ある物体の観測波長（または周波数）と放射波長（または周波数）の相対的な差によって特徴付けられます。天文学では、この変化をzと呼ばれる無次元量で表すのが慣例です。λが波長、fが周波数（λf = c、cは光速）を表すとすると、zは以下の式で定義されます。[3]

ドップラー効果による青方偏移（z < 0）は、物体が観測者に近づく（近づく）ことと関連しており、光はより高いエネルギーにシフトします。逆に、ドップラー効果による赤方偏移（z > 0 ）は、物体が観測者から遠ざかる（離れる）ことと関連しており、光はより低いエネルギーにシフトします。同様に、重力による青方偏移は、より弱い重力場内にある光源から放射された光を、より強い重力場内から観測することと関連しており、重力による赤方偏移は逆の条件を意味します

歴史

この分野の歴史は19世紀に始まり、古典波動力学の発展とドップラー効果に関連する現象の探究が始まりました。この効果は、1842年にこの現象に対する最初の物理的な説明を提示したオーストリアの数学者クリスチャン・ドップラーにちなんで名付けられました。 [4] [5] : 107  1845年、この仮説はオランダの科学者クリストフォラス・バイス・バロットによって音波で検証され、確認されました。[6]ドップラーは、この現象がすべての波に当てはまると正しく予測し、特に星の色の変化は地球に対する星の運動に起因すると示唆しました。[7]

ドップラーの研究を知らなかったフランスの物理学者イポリット・フィゾーは1848年に、星からのスペクトル線のシフトを利用して地球に対する星の相対的な動きを測定できるのではないかと示唆した。 [5] : 109  1850年、フランソワ・ナポレオン・マリー・モワニョはドップラーとフィゾーの両方の考えを分析した出版物を出版した。この出版物はジェームズ・クラーク・マクスウェルとウィリアム・ハギンズの両者に読まれた。マクスウェルとハギンズは当初、星の色はその化学組成に関係するという考えに固執していたが、1868年までにハギンズはスペクトルのシフトの分析によって地球から遠ざかる星の速度を初めて決定した。[8] [5] : 111 

1871年、フラウンホーファー線で太陽の自転を利用した光学赤方偏移が約0.1Åの赤方偏移として観測され、光学赤方偏移が確認されました。[9] 1887年、ヘルマン・カール・フォーゲルとユリウス・シャイナーは、地球の公転速度による黄道付近の星のドップラーシフトの年変化である「年周ドップラー効果」を発見しました。[10] 1901年、アリスタルフ・ベロポルスキーは回転鏡システムを用いて実験室で光学赤方偏移を検証しました。[11] [9]

1912年の観測開始以来、ヴェスト・スライファーはアンドロメダ銀河に青方偏移があり、地球に向かって移動していることを発見しました。 [12]スライファーは、この測定結果をローウェル天文台紀要の創刊号で初めて報告しました。[13] 3年後、彼は雑誌『ポピュラー・アストロノミー』にレビュー記事を寄稿しました。[14]その中で彼は、「アンドロメダ大渦巻銀河が-300 km[/s]という極めて例外的な速度を持つことが早期に発見されたことで、当時利用可能な手段が、渦巻銀河のスペクトルだけでなく、その速度も調査できることが示された」と述べています。[14]スライファーは、全天球に広がる15個の渦巻星雲の速度を報告しました。そのうち3個を除くすべてが観測可能な「正の」（つまり後退する）速度を示しました。[12]

1923年まで、これらの星雲の性質は不明でした。この年までにエドウィン・ハッブルは、これらが銀河であることを証明し、変光星セファイドの周期と光度の関係に基づいて距離を測定する手順を考案しました。これにより、1917年にウィレム・デ・ジッターが予測した赤方偏移と距離の間に相関関係があるという仮説を検証することが可能になりました。1929年、ハッブルは自身の距離推定値と、スライファーの報告による赤方偏移データ、そしてミルトン・ヒューメイソンの測定結果を組み合わせ、赤方偏移と距離のおおよその関係を報告しました。この結果は、現在ではハッブルの法則と呼ばれています。[12] : 64  [15] [16]

赤方偏移と距離の関係に関する理論も1920年代に発展した。ド・ジッターが記述した一般相対性理論の方程式の解は物質を含んでいなかったが、1922年にアレクサンダー・フリードマンは摩擦のない流体モデルに基づく動的解（現在フリードマン方程式と呼ばれる）を導出した。 [17]ジョルジュ・ルメートルは1927年に独立して同様の方程式を導出し、彼の解析はハッブルの重要な論文発表とほぼ同時期に広く知られるようになった。[12] : 77 

1930年初頭までに、赤方偏移の測定と理論モデルの組み合わせは、新しい宇宙論の科学に大きな進歩をもたらしました。宇宙には歴史があり、その膨張は観測天文学に裏付けられた物理モデルで調査できるようになったのです。[12] : 99 

宇宙論的赤方偏移が初めて発見されたとき、フリッツ・ツヴィッキーは「疲れた光」として知られる効果を提唱しました。しかし、このモデルはIa型超新星における時間スケールの伸縮観測によってほぼ否定されています。[18]

アーサー・エディントンは1923年に「赤方偏移」という用語を使用しており、これはオックスフォード英語辞典に記載されているこの用語の最古の例である。[19] [20]ウィレム・デ・シッターは1934年に単語版の「redshift」を使用した。[21]

1960年代にクエーサーが発見されました。クエーサーは非常に青い点光源として現れ、当初は異常な恒星と考えられていましたが、赤方偏移データよりも近いため、その明るさはそれほど高くないという考えにつながりました。その後、理論と観測に基づく活発な研究の結果、これらの天体は非常に強力ではあるものの、遠方の天体であるという結論に至りました。[12] : 261 

物理的な起源

赤方偏移は2つの波長測定値の差であり、波長は光子と測定機器の両方の特性です。したがって、赤方偏移は2つの測定地点間の差を特徴づけます。これらの差は一般的に3つのグループに分類され、光源と観測者間の相対運動、宇宙の膨張、重力に起因します。[22]以下のセクションではこれらのグループについて説明します

ドップラー効果

ドップラー効果により、黄色の球体（波長約575 nm）は観測者に近づくと緑がかった色（波長約565 nmへの青方偏移）に見え、通過するとオレンジ色（波長約585 nmへの赤方偏移）に変わり、動きが止まると黄色に戻ります。このような色の変化を観測するには、物体は約5,200 km/秒で移動している必要があります。これは、最速宇宙探査機の速度記録の約32倍に相当します。
赤方偏移と青方偏移

光源が観測者から遠ざかる場合、赤方偏移（z > 0）が生じます。光源が観測者に近づく場合、青方偏移（z < 0）が生じます。これはすべての電磁波に当てはまり、ドップラー効果によって説明されます。したがって、このタイプの赤方偏移はドップラー赤方偏移と呼ばれます。光源が観測者から速度 v（光速v ≪ c）で遠ざかる場合、赤方偏移は次のように表されます。

ここで、cは光速です（）。古典的なドップラー効果では、光源の周波数は変化しませんが、遠ざかる動きによって周波数が低いように見える現象が起こります。

ドップラー赤方偏移をより完全に扱うには、光速に近い速度で移動する物体の相対論的効果を考慮する必要があります。この効果の完全な導出は、相対論的ドップラー効果に関する記事に記載されています。簡単に言うと、光速に近い速度で移動する物体は、特殊相対論による時間の遅れにより、上記の式からずれが生じます。これは、ローレンツ因子γを古典的なドップラー式に導入することで補正できます。（視線方向の運動のみの場合）

この現象は、1938年にハーバート・E・アイブスとGR・スティルウェルが行ったアイブス・スティルウェル実験で初めて観察されました。[23]

ローレンツ因子は速度の大きさのみに依存するため、相対論的補正に伴う赤方偏移は、音源の運動方向とは無関係になります。対照的に、式の古典的部分は、音源の運動を視線方向へ投影することに依存しており、方向によって結果が異なります。θを観測者座標系[24]における相対運動方向と放射方向との間の角度とすると（ゼロ角度は観測者からまっすぐ離れる）、相対論的ドップラー効果の完全な形は次のようになります。

視線方向のみの動き（θ = 0°）の場合、この式は次のようになります。

光が観測者の座標系における相対運動の方向に対して直角（θ＝90° ）に移動している特殊なケースでは、 [25]相対論的赤方偏移は横方向赤方偏移として知られ、赤方偏移は次のようになります。

物体が観測者から遠ざかっていなくても、観測される。たとえ天体が観測者に向かって動いている場合でも、その運動に横方向の成分があれば、膨張によって予想される青方偏移がちょうど打ち消される速度があり、より速い速度では接近する天体は赤方偏移する。[26]

宇宙論

より遠方の銀河からの赤方偏移が増加するという観測は、均質かつ等方的な宇宙と一般相対論を仮定することでモデル化できる。この宇宙論的赤方偏移は、時間依存の宇宙スケール因子aの関数として表される。[27] : 72 

スケール係数は時間の経過とともに単調に増加します。したがって、zは正で、近くの恒星ではゼロに近く、赤方偏移しているように見える遠方の銀河では増加します。

宇宙膨張のフリードマン・ロバートソン・ウォーカーモデルを用いると、赤方偏移は観測対象物の年齢と関連付けられ、いわゆる宇宙時間-赤方偏移関係が成り立ちます。密度比をΩ 0とすると、

ρ critは、最終的に崩壊する宇宙と単純に膨張する宇宙を区別する臨界密度である。この密度は、1立方メートルあたり約3個の水素原子である。[28]大きな赤方偏移、 1 + z > Ω 0 −1では、次の式が成り立つ。

ここでH0は現在のハッブル定数、zは赤方偏移である。[29] [30]

宇宙論的赤方偏移は、空間の伸縮による光子の波長の伸縮に起因すると一般的に考えられている。しかし、この解釈は誤解を招く可能性がある。一般相対性理論の要請通り、宇宙論的空間膨張は局所物理には影響を与えない。光の伝播を支配するマクスウェル方程式には、膨張に関する項は存在しない。宇宙論的赤方偏移は、光の軌跡に沿った微小なドップラーシフトの集積として解釈できる。[31]

正確な計算にはほとんどのパラメータの値に対する数値積分が必要となるため、赤方偏移から様々な時間と距離を計算するウェブサイトがいくつかあります。[32] [33]

宇宙的効果と局所的効果の区別

銀河の赤方偏移には、宇宙の膨張による後退速度に関連する成分と、銀河の局所宇宙に対する特異な運動に関連する成分の両方が含まれます。 [34]宇宙の膨張による赤方偏移は、宇宙の膨張を記述するために選択された宇宙論モデルによって決定される方法で後退速度に依存しますが、これはドップラー赤方偏移が局所速度に依存する方法とは大きく異なります。[35]赤方偏移の宇宙膨張起源について、宇宙学者エドワード・ロバート・ハリソンは次のように述べている。「光は、その局所的な空間領域で静止している銀河から発せられ、最終的に、それぞれの局所的な空間領域で静止している観測者によって受信される。銀河と観測者の間では、光は膨張する空間の広大な領域を通過する。その結果、光のすべての波長は空間の膨張によって引き伸ばされる。実に単純な話だ…」[36] スティーブン・ワインバーグは次のように説明している。「光の放出から吸収までの波長の増加は、放出時または吸収時のa ( t ) [スケール係数]の変化率ではなく、放出から吸収までの全期間におけるa ( t )の増加に依存する。」[37]

重力赤方偏移

一般相対性理論では、重力の井戸内では時間の遅れが存在します。井戸内で放出された光は、2つの時計の差により、井戸の外で測定すると1秒あたりのサイクル数が少なく見えるでしょう。[38] : 284  これは重力赤方偏移またはアインシュタインシフトとして知られています。[39]この効果の理論的導出は、アインシュタイン方程式のシュワルツシルト解から得られ、非荷電、非回転、球対称の質量 の重力場を移動する光子に関連する赤方偏移の次の式が得られます

ここで

この重力赤方偏移の結果は特殊相対性理論と等価原理の仮定から導き出すことができ、一般相対性理論の完全な理論は必要ありません。[40]

この効果は非常に小さいが、地球上でメスバウアー効果を用いて測定可能であり、パウンド・レプカ実験で初めて観測された。[41]しかし、ブラックホールの近くでは顕著であり、物体が事象の地平線に近づくにつれて赤方偏移は無限大となる。また、これは宇宙マイクロ波背景放射における大きな角度スケールの温度変動の主な原因でもある（ザックス・ウォルフ効果参照）。[42]

要約表

特定の特殊な時空構造における赤方偏移に関するいくつかの重要な特殊ケースの公式を次の表にまとめます。いずれの場合も、偏移の大きさ（zの値）は波長に依存しません。[43]

  1. ^ ここで、 z = 赤方偏移、 v || =視線に平行な速度（受信機から離れる場合は正）、 c =光速、 γ =ローレンツ因子、 a =スケール係数、 G =重力定数、 M = 物体の質量、 r =ラジアルシュワルツシルト座標、 g tt =計量テンソルのt,t成分

天文学における観測

プランク計画のパラメータを用いて、z = 20までの観測された赤方偏移によるルックバックタイム。[44]赤方偏移から距離を計算するウェブサイトがあります。[32] [33]

天文学において観測される赤方偏移は、原子の発光スペクトルと吸収スペクトルが特徴的でよく知られており、地球上の実験室における分光実験によって較正されているため、測定可能です。単一の天体からの様々な吸収線と輝線の赤方偏移を測定すると、zは驚くほど一定であることがわかります。遠方の天体はわずかにぼやけたり、線が広がったりすることがありますが、それは光源の熱運動や機械的な動きによって説明できる範囲を超えません。これらの理由などから、天文学者の間では、観測される赤方偏移は、ドップラー効果に似た3つの既知の赤方偏移の組み合わせによるものであるというコンセンサスが得られています。

分光法は、測定方法としては、特定のフィルターを通して天体の明るさを測定する単純な測光法よりもはるかに困難です。測光データしか入手できない場合（例えば、ハッブル・ディープ・フィールドやハッブル・ウルトラ・ディープ・フィールド）、天文学者は測光赤方偏移を測定する技術に頼ります。[45]測光フィルターの波長範囲が広く、光源におけるスペクトルの性質について必要な仮定があるため、この種の測定の誤差は最大δ z = 0.5に達する可能性があり、分光法による測定よりもはるかに信頼性が低くなります。[46]

しかし、測光法は少なくとも赤方偏移の定性的な特徴付けを可能にします。例えば、太陽のようなスペクトルの赤方偏移がz = 1の場合、黒体スペクトルのピークである青緑色（500 nm）ではなく、赤外線（1000 nm）で最も明るくなり、フィルター内での光強度は(1 + z ) 2の4分の1に減少します。光子計数率と光子エネルギーはどちらも赤方偏移します。（赤方偏移の測光的影響の詳細については、 K補正を参照してください。）

分光法を用いて天体の赤方偏移を決定するには、源の静止系における放射光の波長が必要です。天文学の応用では、明確なスペクトル線が求められます。静止系周波数が不明な未確認の現象や、特徴のないスペクトル、あるいはホワイトノイズ（スペクトルにおけるランダムな変動）のスペクトルでは、赤方偏移を計算することはできません。したがって、ガンマ線バースト自体は信頼性の高い赤方偏移測定に用いることはできませんが、バーストに伴う光学的残光を分析することで赤方偏移を測定できます。[47]

現地観測

近傍天体（私たちの天の川銀河内）では、観測される赤方偏移は、ほとんどの場合、観測対象の天体の視線方向の速度と関連しています。このような赤方偏移と青方偏移の観測により、天文学者は分光連星系内の周回星の速度を測定し、質量をパラメータ化することができます。同様に、個々の星の分光測定で検出された小さな赤方偏移と青方偏移は、天文学者が他の星の周りの惑星系の存在と特徴を診断および測定する方法の1つであり、惑星の通過中に赤方偏移の非常に詳細な差分測定を行って正確な軌道パラメータを決定することさえできます。いくつかのアプローチでは、複数の天体の赤方偏移の変化を一度に追跡できます。[48]

赤方偏移の精密な測定は、太陽震学で太陽の光球の正確な動きを決定するために使用されます。[49]赤方偏移は、惑星の自転速度、[50]星間雲の速度、[51]銀河の自転、[ 43]ドップラー赤方偏移と重力赤方偏移の両方を示す中性子星とブラックホールへの降着のダイナミクスの最初の測定にも使用されました。[52]さまざまな放射および吸収物体の温度は、ドップラー広がり、つまり単一の放射線または吸収線上の赤方偏移と青方偏移を測定することによって取得できます。[ 53 ] 21センチメートルの水素線の広がりとシフトをさまざまな方向で測定することにより、天文学者は星間ガスの後退速度を測定でき、それが今度は私たちの天の川銀河の回転曲線を明らかにできました。 [43]同様の測定はアンドロメダなどの他の銀河でも行われている。[43]

銀河系外観測

最も遠くにある天体は、宇宙のハッブル流に対応するより大きな赤方偏移を示します。観測された最大の赤方偏移は、最も遠い距離と最も遠い過去に相当し、宇宙マイクロ波背景放射の赤方偏移です。その赤方偏移の数値は約z = 1089（z = 0は現在時刻に相当）であり、約138億年前[54]、 ビッグバンの最初の瞬間から37万9000年後の宇宙の状態を示しています

クエーサーの明るい点状の核は、望遠鏡の改良によって他の高赤方偏移銀河が発見される前に発見された最初の「高赤方偏移」（z > 0.1 ）天体であった。 [55]

局部銀河群や近くのおとめ座銀河団よりも遠く、およそ1000メガパーセク以内にある銀河では、赤方偏移は銀河までの距離にほぼ比例する。この相関関係はエドウィン・ハッブルによって初めて観測され、ハッブルの法則として知られるようになった。ヴェスト・スリファーは1912年頃に初めて銀河の赤方偏移を発見したが、ハッブルはスリファーの測定値と自身が他の手段で測定した距離を相関させて自身の法則を定式化した。[56]物体の明るさは通常不明であるため、赤方偏移を測定する方が直接的な距離測定よりも容易である。そのため、実際にはハッブルの法則を用いて赤方偏移を大まかな距離測定値に変換することがある。[57]

銀河同士、そして銀河団間の重力相互作用は、ハッブル図の正規分布に大きなばらつきをもたらします。銀河に関連する特異速度は、宇宙におけるビリアル化された天体の質量の大まかな軌跡を重ね合わせます。この効果は、私たちが共通の重心に向かって落下するにつれて近傍銀河（アンドロメダ銀河など）が青方偏移を示す現象や、特異速度の散乱がほぼ球状に分布することから、銀河団の赤方偏移マップが神の指のような効果を示す現象などにつながります。 [58]これらの「赤方偏移空間の歪み」は、それ自体が宇宙論的プローブとして利用でき、宇宙の構造がどのように形成されたか[59]、そして大規模スケールにおける重力の振る舞いに関する情報を提供します。[60]

ハッブルの法則は、距離と赤方偏移の間に線形関係を成り立たせており、宇宙の膨張率が一定であると仮定しています。しかし、宇宙がはるかに若かった時代、膨張率、すなわちハッブル定数は現在よりも大きかったのです。そのため、光がはるかに長い時間をかけて地球に到達してきたより遠方の銀河では、膨張率が一定であるという近似は成り立ちません。ハッブルの法則は非線形積分関係となり、問題の銀河からの光が放射されてからの膨張率の履歴に依存します。したがって、赤方偏移と距離の関係を観測することで、宇宙の膨張の歴史、ひいては物質とエネルギーの含有量を決定することができます。[61]

ビッグバン以来、宇宙の膨張率は継続的に減少していると長い間信じられてきましたが、1988年から始まったIa型超新星を用いた赤方偏移と距離の関係の観測により、比較的近年、宇宙の膨張率が加速し始めていることが示唆されました。[62]

最も高い赤方偏移

プランク2018宇宙論パラメータの共動距離と遡及時間（赤方偏移0から15まで）。左軸に距離（青実線）、右軸に時間（オレンジ破線）が示されています。ある赤方偏移から現在までに経過した時間（数十億年単位）は、その間の宇宙の膨張により、その赤方偏移から光が移動したであろう距離（ギガ光年単位）と同じではないことに注意してください。

最も信頼性の高い赤方偏移は分光データから得られ、[63]銀河の分光赤方偏移が最も高いことはJADES-GS-z14-0の銀河で、赤方偏移はz = 14.32で、ビッグバンから2億9000万年後に相当します。 [64]以前の記録はGN-z11の赤方偏移z = 11.1で、ビッグバンから4億年後に相当 します。 [65]

ライマンブレークの赤方偏移はやや信頼性が低いが、最も高いのはレンズ銀河A1689-zD1で、赤方偏移はz = 7.5である[66] [67] 。次に高いのはz = 7.0である[68]。分光赤方偏移測定による最も遠方で観測されたガンマ線バーストはGRB 090423で、赤方偏移はz = 8.2であった[69]。最も遠方で知られているクエーサーULAS J1342+0928はz = 7.54にある。[70] [71]最も赤方偏移の大きい既知の電波銀河（TGSS1530）は、赤方偏移z = 5.72にあります。 [72]また、最も赤方偏移の大きい既知の分子物質は、 z = 6.42にあるクエーサーSDSS J1148 + 5251からのCO分子からの放射の検出です。[73]

極端に赤い天体（ERO）は、電磁スペクトルの赤色および近赤外線領域でエネルギーを放射する天文放射源です。これらは、介在する塵による赤化を伴う高い赤方偏移を持つスターバースト銀河である場合もあれば、より古い（したがってより赤い）恒星集団を持つ、大きく赤方偏移した楕円銀河である場合もあります。 [74] EROよりもさらに赤い天体は、超極端に赤い天体（HERO）と呼ばれます。[75]

宇宙マイクロ波背景放射の赤方偏移はz = 1089で、ビッグバン後約 379,000 年、固有距離は 460 億光年以上に相当します。[76]この赤方偏移は、平均温度が 3000 K から 3 K に低下することに対応します。[77]原子が最初に形成され、CMB がほぼ完全に吸収されなくなった直後の、最も古い種族 III の星からのまだ観測されていない最初の光は、赤方偏移が20 < z < 100である可能性があります。[78]物理学によって予測されているが現在観測されていない他の高赤方偏移イベントには、ビッグバン後約 2 秒の宇宙ニュートリノ背景放射 ( z > 10 10を超える赤方偏移) [79]と、インフレーションから直接放射され、z > 10 25を超える赤方偏移の宇宙重力波背景放射があります。[80]

2015年6月、天文学者たちは、z = 6.60のコスモス赤方偏移7銀河に種族IIIの星の証拠があると報告しました。このような星は、宇宙のごく初期（つまり、高赤方偏移）に存在していた可能性が高く、後に惑星や生命の形成に必要な、水素よりも重い化学元素の生成を開始した可能性があります。[81] [82]

赤方偏移調査

2dFGRSデータのレンダリング

自動化された望遠鏡の登場と分光器の改良により、赤方偏移空間における宇宙の地図作成を目的とした多くの共同研究が行われました。赤方偏移と角度位置データを組み合わせることで、赤方偏移サーベイは、空の特定の領域における物質の3次元分布をマッピングします。これらの観測は、宇宙の大規模構造の特性を測定するために用いられます。5億光年を超える幅を持つ巨大な銀河団であるグレートウォールは、赤方偏移サーベイによって検出できる大規模構造の劇的な例です。[83]

最初の赤方偏移調査はCfA 赤方偏移調査で、1977 年に開始され、最初のデータ収集は 1982 年に完了しました。[84]最近では、2dF 銀河赤方偏移調査 が宇宙の 1 つのセクションの大規模な構造を決定し、220,000 個を超える銀河の赤方偏移を測定しました。データ収集は 2002 年に完了し、最終データセットは2003 年 6 月 30 日にリリースされました。[85] [86]スローンデジタル スカイ サーベイ(SDSS) は 1998 年にデータ収集を開始し[87]、2023 年に 18 番目のデータリリースを公開しました。[88] SSDS は 0.8 までの銀河の赤方偏移を測定し、z = 3以上の100,000 個を超えるクエーサーを記録しています。[89] DEEP2赤方偏移調査では、ケック望遠鏡の「DEIMOS」分光器を使用しました。パイロットプログラムDEEP1の続編であるDEEP2は、赤方偏移0.7以上の暗い銀河を測定するように設計されており、2013年の終了までに38,000以上の天体の赤方偏移を記録しました。[90] [91]

物理光学または放射伝達による影響

放射伝達と物理光学の分野で概説されている相互作用や現象は、電磁放射の波長と周波数のシフトをもたらす可能性があります。このような場合、シフトは基準系間の変換によるものではなく、物質や他の光子への物理的なエネルギー伝達に対応します。このようなシフトは、コヒーレンス効果や、荷電素粒子、微粒子、あるいは電波ホイッスラーの電波現象で生じる誘電体媒質中の屈折率の変動など、電磁放射の散乱といった物理現象に起因する可能性があります。[43]このような現象は「赤方偏移」や「青方偏移」と呼ばれることもありますが、天体物理学では、放射場のエネルギーシフトをもたらす光と物質の相互作用は、通常、前述の効果を指す用語として「赤方偏移」ではなく「赤化」と呼ばれます。[43]

多くの場合、散乱は放射線の赤化を引き起こします。これは、エントロピーの結果として、低エネルギー光子が高エネルギー光子よりも少数優勢になるためです（総エネルギーは保存されます）。[43]厳密に制御された条件下を除き、散乱はスペクトル全体にわたって同じ相対的な波長変化を生じません。つまり、計算されたzは一般に波長の関数です。さらに、ランダム 媒質からの散乱は一般に多くの角度で発生し、zは散乱角の関数です。多重散乱が発生した場合、または散乱粒子が相対運動をした場合、一般にスペクトル線にも歪みが生じます。 [43]

星間天文学では、可視スペクトルは散乱過程によって赤く見えることがあります。この現象は星間赤化と呼ばれます[43]。同様に、レイリー散乱は日の出や日の入りの太陽の大気の赤化を引き起こし、空の残りの部分を青く見せます。この現象は赤方偏移とは異なります。赤くなった天体では分光線が他の波長にシフトせず、光子が視線の内外に散乱することで、この現象に伴う減光や歪みが生じるからです[92]。

青方偏移

赤方偏移の反対は青方偏移です。青方偏移とは、電磁波の波長が減少（エネルギーが増加）し、それに応じて周波数が増加することです。可視光では、これはスペクトルの青色側へ色をシフトさせます。

ドップラー青方偏移

ドップラー赤方偏移と青方偏移

ドップラー青方偏移は、光源が観測者に向かって移動することによって発生します。この用語は、可視スペクトル外であっても、相対運動によって引き起こされる波長の減少と周波数の増加に適用されます。観測者に向かって相対論的な速度に近い速度で移動する物体だけが肉眼で顕著に青く見えますが、反射または放出された光子やその他の粒子の波長は移動方向に短くなります。[93]

ドップラー青方偏移は天文学において相対運動を決定するために使用されます。

重力による青方偏移

重力井戸に落ち込む物質波（陽子、電子、光子など）はエネルギーが増し、観測者に依存しない青方偏移を起こします

相対的なドップラー青方偏移は観測者に向かう光源の動きによって発生し、光子の受信角度に依存しますが、重力による青方偏移は絶対的なものであり、光子の受信角度に依存しません。

重力場から抜け出す光子はエネルギーが低下します。このエネルギー損失は「赤方偏移」と呼ばれ、可視スペクトルの光子はより赤く見えるようになります。同様に、重力場に落ち込む光子はエネルギーが増加し、青方偏移を示します。…赤方偏移（青方偏移）効果の大きさは、光子の放射角度や受光角度の関数ではなく、光子がポテン​​シャル井戸からどれだけ半径方向に抜け出さなければならなかったか（あるいはポテンシャル井戸にどれだけ落ち込まなければならなかったか）によってのみ決まることに注意してください。[97] [98]

これはエネルギー保存則と質量エネルギー等価性の自然な帰結であり、1959年にパウンド・レプカ実験によって実験的に確認されました。重力による青方偏移は、サックス・ウォルフ効果を介して宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異方性に寄与します。つまり、光子が通過する際に重力井戸が変化すると、接近時の青方偏移の量は、その領域から出ていく際の重力による赤方偏移の量と異なります。[99]

ブルーアウトライアー

遠方の活動銀河の中には、[O III]輝線が青方偏移を示すものがあります。最も大きな青方偏移の一つは、相対速度が-1150 km/sの狭線クエーサー、PG 1543+489で見られます。[96]このようなタイプの銀河は「ブルーアウトライアー」と呼ばれます。[96]

宇宙の青方偏移

暴走するビッグクランチ収縮を起こしている仮想の宇宙では、宇宙の青方偏移が観測され、より遠くの銀河ほど青方偏移が進むと考えられます。これは、現在の膨張宇宙で実際に観測されている宇宙の赤方偏移とは正反対です。[100]

参照

参考文献

  1. ^ Ding, Qianhang (2021年8月). 「高赤方偏移における原始ブラックホール連星の検出可能性」. Physical Review D. 104 ( 4) 043527. id. 043527. arXiv : 2011.13643 . Bibcode :2021PhRvD.104d3527D. doi :10.1103/PhysRevD.104.043527.
  2. ^ 「ハッブル宇宙望遠鏡、赤方偏移9～12の銀河を発見」ESA/ハッブル宇宙望遠鏡プレスリリース。 2012年12月13日閲覧。
  3. ^ Huchra, John. 「Extragalactic Redshifts」NASA/IPAC Extragalactic Database . ハーバード・スミソニアン天体物理学センター. 2013年12月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2023年3月16日閲覧。
  4. ^ クリスチャン・ドップラー (1846)。Beiträge zur Fixsternenkunde [恒星科学への貢献] (ドイツ語)。 Vol. 69. プラハ：G. ハーセ・ゾーネ。Bibcode :1846befi.book....D.
  5. ^ abc ベッカー、バーバラ・J. (2011-02-17). 星明かりを解き明かす：ウィリアム・ハギンズとマーガレット・ハギンズと新天文学の台頭（第1版）. ケンブリッジ大学出版局. doi :10.1017/cbo9780511751417. ISBN 978-1-107-00229-6。
  6. ^ Maulik, Dev (2005). 「ドップラー超音波検査：簡単な歴史」Maulik, Dev; Zalud, Ivica (編). 産科婦人科におけるドップラー超音波検査. Springer. ISBN  978-3-540-23088-5。
  7. ^オコナー、 ジョン・J.；ロバートソン、エドマンド・F. (1998). 「クリスチャン・アンドレアス・ドップラー」. MacTutor数学史アーカイブ.セントアンドリュース大学
  8. ^ ハギンズ、ウィリアム (1868). 「いくつかの恒星と星雲のスペクトルに関する更なる観察、これらの天体が地球に向かって移動しているのか、それとも地球から遠ざかっているのかを判断する試み、そして太陽と彗星IIのスペクトルに関する観察」ロンドン王立協会哲学論文集. 158 : 529–564 .書誌コード:1868RSPT..158..529H. doi :10.1098/rstl.1868.0022.
  9. ^ ab Nolte, David D. (2020年3月1日). 「ドップラー効果の衰退と上昇」. Physics Today . 73 (3): 30– 35. Bibcode :2020PhT....73c..30N. doi : 10.1063/PT.3.4429 .
  10. ^ Pannekoek, A. (1961). 『天文学の歴史』 インターサイエンス p. 451.
  11. ^ Bélopolsky, A. (1901). 「ドップラー・フィゾー原理の実験室実証のための装置について」.天体物理学ジャーナル. 13:15 . Bibcode :1901ApJ....13...15B. doi : 10.1086/140786 .
  12. ^ abcdef ロバート・スミス (2019). 「観測と宇宙」. ヘルゲ・クラー、マルコム・S・ロングエア (編). 『オックスフォード現代宇宙論史ハンドブック』 . オックスフォード大学出版局. ISBN 978-0-19-881766-6 OCLC  1052868704
  13. ^ Slipher, Vesto (1912). 「アンドロメダ星雲の視線速度」.ローウェル天文台紀要. 1 (8): 2.56 – 2.57 .書誌コード:1913LowOB...2...56S.この速度の大きさはこれまで観測された中で最大であり、速度のような変位が他の原因によるものではないのではないかという疑問が生じますが、現時点では他に解釈の余地はないと考えています
  14. ^ ab Slipher, Vesto (1915). 「星雲の分光観測」. Popular Astronomy . 23 : 21–24 .書誌コード:1915PA.....23...21S.
  15. ^ ハッブル、エドウィン (1929). 「銀河系外星雲間の距離と視線速度の関係」.米国科学アカデミー紀要. 15 (3): 168– 173. Bibcode :1929PNAS...15..168H. doi : 10.1073/pnas.15.3.168 . PMC 522427. PMID 16577160  .  
  16. ^ 「宇宙は膨張している」ゴダード宇宙飛行センター. 2017年12月8日. 2023年9月6日閲覧。
  17. ^ AA フリードマン (1922)。 「ウベル・ダイ・クルムング・デ・ラウム」。物理学の時代。10 (1): 377–386。Bibcode :1922ZPhy...10..377F。土井：10.1007/BF01332580。S2CID  125190902。英語訳はFriedman, A. (1999). "On the Curvature of Space". General Relativity and Gravitation . 31 (12): 1991– 2000. Bibcode :1999GReGr..31.1991F. doi :10.1023/A:1026751225741. S2CID  122950995.）
  18. ^ Goldhaber, G.; Groom, DE; Kim, A.; Aldering, G.; Astier, P.; Conley, A.; et al. (2001). 「Ia型超新星Bバンド光曲線のタイムスケールストレッチパラメータ化」. Astrophysical Journal . 558 (1): 359– 386. arXiv : astro-ph/0104382 . Bibcode :2001ApJ...558..359G. doi : 10.1086/322460 . S2CID  17237531.
  19. ^ エディントン、アーサー・スタンリー（1923年）『相対性理論の数学的理論』大学出版局、164頁。
  20. ^ "redshift" . Oxford English Dictionary (オンライン版). Oxford University Press . 2023年3月17日閲覧。 (サブスクリプションまたは参加機関のメンバーシップが必要です。)
  21. ^ de Sitter, W. (1934). 「膨張宇宙における距離、等級、および関連量について」オランダ天文学研究所紀要. 7 : 205.書誌コード:1934BAN.....7..205D.したがって、赤方偏移と宇宙の計量が、与えられた等級の星雲の見かけの等級と観測数に及ぼす影響を調査することが急務となっている。
  22. ^ Lewis, Geraint F. (2016). 「赤方偏移の相対性について：空間は本当に『膨張』するのか？」オーストラリア物理学. 53:95 . arXiv : 1605.08634 .
  23. ^ Ives, H.; Stilwell, G. (1938). 「動く原子時計の速度に関する実験的研究」アメリカ光学会誌. 28 (7): 215– 226. Bibcode :1938JOSA...28..215I. doi :10.1364/josa.28.000215.
  24. ^ Freund, Jurgen (2008). 『初心者のための特殊相対論』 World Scientific. p. 120. ISBN 978-981-277-160-5。
  25. ^ ディッチバーン、R. (1991).ライト. ドーバー. p. 329. ISBN 978-0-12-218101-6。
  26. ^ 「光子、相対性理論、ドップラーシフト」。2006年8月27日、ウェイバックマシンにアーカイブ。クイーンズランド大学
  27. ^ ピーコック, JA (1998-12-28). 宇宙物理学（第1版）. ケンブリッジ大学出版局. doi :10.1017/cbo9780511804533. ISBN 978-0-521-41072-4。
  28. ^ ワインバーグ、スティーブン（1993年）『最初の3分間：宇宙の起源に関する現代的見解』（第2版）ベーシックブックス、34ページ。ISBN 9780-465-02437-7。
  29. ^ ベルグストローム、ラース、グーバー、アリエル (2006). 宇宙論と粒子天体物理学 (第2版). シュプリンガー. p. 77, Eq. 4.79. ISBN 978-3-540-32924-4。
  30. ^ Longair, MS (1998). 銀河形成. Springer. p. 161. ISBN 978-3-540-63785-1。
  31. ^ Bunn, EF; Hogg, DW (2009). 「宇宙論的赤方偏移の運動学的起源」. American Journal of Physics . 77 (8): 688–694 . arXiv : 0808.1081 . Bibcode :2009AmJPh..77..688B. doi :10.1119/1.3129103. S2CID  1365918
  32. ^ ab Wright, Edward L. (2018). 「UCLA Cosmological Calculator」. UCLA . 2022年8月6日閲覧。2018 年時点のパラメータ値は、H 0 =67.4、Omega M =0.315 です。Lambda -CDM モデルの § パラメータ の表を参照してください。
  33. ^ ab 「ICRAR宇宙論計算機」国際電波天文学研究センター. 2022年. 2022年8月6日閲覧。
  34. ^ Bedran, ML (2002). 「ドップラー赤方偏移と宇宙論的赤方偏移の比較」(PDF) . American Journal of Physics . 70 (4): 406– 408. Bibcode :2002AmJPh..70..406B. doi :10.1119/1.1446856 . 2023年3月16日閲覧。
  35. ^ ハリソン、エドワード (1992). 「赤方偏移-距離法則と速度-距離法則」.アストロフィジカル・ジャーナル. 403 : 28–31 . Bibcode :1993ApJ...403...28H. doi : 10.1086/172179 .
  36. ^ ハリソン 2000、302ページ。
  37. ^ ワインバーグ、スティーブン（2008年）『宇宙論』オックスフォード大学出版局、11頁。ISBN 978-0-19-852682-7。
  38. ^ ジー、アンソニー (2013).アインシュタイン重力入門. イン・ア・ナッツシェル・シリーズ（第1版）. プリンストン：プリンストン大学出版局. ISBN 978-0-691-14558-7。
  39. ^ Chant, CA (1930). 「メモと質問（望遠鏡と観測機器 - 太陽線のアインシュタインシフト）」カナダ王立天文学会誌. 24 : 390.書誌コード:1930JRASC..24..390C
  40. ^ アインシュタイン、A. (1907)。 「Über das Relativitätsprinzip und die aus demselben gezogenen Folgerungen」[相対性原理とそこから導き出される結果について]。Jahrbuch der Radioaktivität und Elektronik (ドイツ語)。4 : 458。Bibcode :1908JRE....4....411E。
  41. ^ Pound, R.; Rebka, G. (1960). 「光子の見かけの重さ」. Physical Review Letters . 4 (7): 337– 341. Bibcode :1960PhRvL...4..337P. doi : 10.1103/PhysRevLett.4.337 .この論文は最初の測定でした。
  42. ^ Sachs, RK ; Wolfe, AM (1967). 「宇宙論モデルの摂動と宇宙マイクロ波背景放射の角度変化」.アストロフィジカル・ジャーナル. 147 (73): 73. Bibcode :1967ApJ...147...73S. doi :10.1086/148982.
  43. ^ abcdefghi 天文学への応用については、Binney & Merrifeld 1998、Carroll & Ostlie 1996、Kutner 2003 を参照してください。
  44. ^ Pilipenko, Sergey V. (2013). 「紙と鉛筆による宇宙論計算機」. arXiv : 1303.5961 [astro-ph.CO].グラフを描画するために使用されるアルゴリズムが含まれています。
  45. ^ この手法は、 Baum, WA (1962). McVittie, GC (ed.).銀河系外研究の問題点. IAUシンポジウム第15号. p. 390. によって初めて説明されました。
  46. ^ Bolzonella, M.; Miralles, J.-M.; Pelló, R. (2000). 「標準SEDフィッティング手順に基づく測光赤方偏移」.天文学と天体物理学. 363 : 476–492 . arXiv : astro-ph/0003380 . Bibcode :2000A&A...363..476B.
  47. ^ 「Swift: Swiftについて」. swift.gsfc.nasa.gov . 2025年4月7日閲覧。
  48. ^ Ge, Jian; Van Eyken, Julian; Mahadevan, Suvrath ; Dewitt, Curtis; et al. (2006). 「新世代の高スループット・ドップラー観測装置で発見された初の太陽系外惑星」. The Astrophysical Journal . 648 (1): 683– 695. arXiv : astro-ph/0605247 . Bibcode :2006ApJ...648..683G. doi :10.1086/505699. S2CID  13879217.
  49. ^ Libbrecht, Keng (1988). 「太陽および恒星の地震学」(PDF) . Space Science Reviews . 47 ( 3–4 ): 275– 301. Bibcode :1988SSRv...47..275L. doi :10.1007/BF00243557. S2CID  120897051.
  50. ^ Gaulme, Patrick; Schmider, François-Xavier; Gonçalves, Ivan (2018-09-01). 「ドップラー分光法による惑星大気ダイナミクスの測定」. Astronomy & Astrophysics . 617 : A41. arXiv : 1804.09445 . Bibcode :2018A&A...617A..41G. doi :10.1051/0004-6361/201832868. ISSN  0004-6361.
  51. ^ このテーマに関する初期のレビュー：Oort, JH (1970). 「銀河の形成と高速水素の起源」.天文学と天体物理学. 7 : 381.書誌コード:1970A&A.....7..381O.
  52. ^ 朝岡育子 (1989). 「カー ブラック ホールの周囲の相対論的降着円盤からの無限遠の X 線スペクトル」。日本天文学会の出版物。41 (4): 763–778。書誌コード:1989PASJ...41..763A。土井：10.1093/pasj/41.4.763。
  53. ^ Rybicki, GB; Lightman, AR (1979).天体物理学における放射過程. John Wiley & Sons. p. 288. ISBN 0-471-82759-2。
  54. ^ 「宇宙の探偵たち」。欧州宇宙機関（ESA）。2013年4月2日。2013年4月25日閲覧
  55. ^ Kellermann, KI (2014). 「クエーサーの発見とその余波」.天文学史遺産ジャーナル. 17 (3): 267– 282. arXiv : 1304.3627 . doi :10.3724/SP.J.1440-2807.2014.03.03.
  56. ^ ピーブルズ 1993年、78～79頁。
  57. ^ Halstead, Evan (2021年8月16日). 「一般相対性理論入門：7.3：赤方偏移」. Physics LibreTexts . 2025年3月6日閲覧。
  58. ^ ピーブルズ 1993年、34ページ。
  59. ^ パーシバル、ウィル・J.; ホワイト、マーティン (2009年2月11日). 「赤方偏移空間歪みを用いた宇宙論的構造形成の検証」.王立天文学会月報. 393 (1): 297– 308. arXiv : 0808.0003 . Bibcode :2009MNRAS.393..297P. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.14211.x .
  60. ^ Raccanelli, A.; Bertacca, D.; Pietrobon, D.; Schmidt, F.; Samushia, L.; Bartolo, N.; Dore, O.; Matarrese, S.; Percival, WJ (2013年9月25日). 「大規模赤方偏移空間歪みを用いた重力の検証」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 436 (1): 89– 100. arXiv : 1207.0500 . Bibcode :2013MNRAS.436...89R. doi : 10.1093/mnras/stt1517 .
  61. ^ ノックス、ロイド (2016年12月22日). 「物理学156：宇宙論ワークブック：1.7：距離と赤方偏移の関係」. Physics LibreTexts . 2025年3月6日閲覧。
  62. ^ 「2011年ノーベル物理学賞：一般向け情報」（PDF）ノーベル財団。 2023年6月13日閲覧。
  63. ^ 「赤方偏移」ラス・クンブレス天文台. 2025年3月6日閲覧。
  64. ^ Carniani, Stefano; Hainline, Kevin; D'Eugenio, Francesco; Eisenstein, Daniel J.; Jakobsen, Peter; Witstok, Joris; et al. (2024-07-29). 「赤方偏移14における2つの明るい銀河の分光的確認」. Nature . 633 (8029): 318– 322. arXiv : 2405.18485 . Bibcode :2024Natur.633..318C. doi : 10.1038/s41586-024-07860-9 . ISSN  1476-4687. PMC 11390484. PMID 39074505  . 
  65. ^ Oesch, PA; Brammer, G.; van Dokkum, PG; Illingworth, GD; Bouwens, RJ; Labbé, I.; et al. (2016年3月1日). 「ハッブル宇宙望遠鏡グリズム分光法で測定したz=11.1の非常に明るい銀河」. The Astrophysical Journal . 819 (2): 129. arXiv : 1603.00461 . Bibcode :2016ApJ...819..129O. doi : 10.3847/0004-637X/819/2/129 . S2CID  119262750.
  66. ^ ダラック、ワトソン;クリステンセン、リセ。クヌーセン、キルステン・クライバーグ。リチャード、ヨハン。ギャラッツィ、アンナ。ミシャウォフスキ、ミハウ・イェジ（2015）。 「再電離の時代にある、埃っぽい通常の銀河」。自然。519 ( 7543) : 327–330。arXiv : 1503.00002 。Bibcode :2015Natur.519..327W。土井：10.1038/nature14164. PMID  25731171。S2CID 2514879  。
  67. ^ Bradley, LD; Bouwens, RJ; Ford, HC; Illingworth, GD; Jee, MJ; Benítez, N.; et al. (2008). 「z ~ 7.6における非常に明るい強い重力レンズ効果を受けた銀河候補の発見」. The Astrophysical Journal . 678 (2): 647– 654. arXiv : 0802.2506 . Bibcode :2008ApJ...678..647B. doi :10.1086/533519. S2CID  15574239.
  68. ^ Egami, E.; Kneib, J.-P.; Rieke, GH; Ellis, RS; Richard, J.; Rigby, J.; et al. (2005). 「スピッツァー宇宙望遠鏡とハッブル宇宙望遠鏡によるA2218による強い重力レンズ効果を受けたz~7銀河の物理的特性への制約」The Astrophysical Journal . 618 (1): L5 – L8 . arXiv : astro-ph/0411117 . Bibcode :2005ApJ...618L...5E. doi :10.1086/427550. S2CID  15920310.
  69. ^ Salvaterra, R.; Valle, M. Della; Campana, S.; Chincarini, G.; et al. (2009). 「GRB 090423は再電離期における爆発星を明らかにする」Nature . 461 (7268): 1258–60 . arXiv : 0906.1578 . Bibcode :2009Natur.461.1258S. doi :10.1038/nature08445. PMID  19865166. S2CID  205218263.
  70. ^ チュー、ジェニファー (2017年12月6日). 「科学者ら、幼少宇宙に超大質量ブラックホールを観測」. MITニュース. マサチューセッツ工科大学.
  71. ^ Bañados, Eduardo; Venemans, Bram P.; Mazzucchelli, Chiara; Farina, Emanuele P.; Walter, Fabian; Wang, Feige; et al. (2018年1月). 「赤方偏移7.5における有意に中立な宇宙における8億太陽質量ブラックホール」. Nature . 553 (7689): 473– 476. arXiv : 1712.01860 . Bibcode :2018Natur.553..473B. doi :10.1038/nature25180. PMID :  29211709. S2CID  : 205263326.
  72. ^ Saxena, A. (2018). 「z = 5.72における電波銀河の発見」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 480 (2): 2733– 2742. arXiv : 1806.01191 . Bibcode :2018MNRAS.480.2733S. doi : 10.1093/mnras/sty1996 . S2CID  118830412.
  73. ^ Walter, Fabian; Bertoldi, Frank; Carilli, Chris; Cox, Pierre; Lo, KY; Neri, Roberto; et al. (2003). 「赤方偏移z = 6.42のクエーサーのホスト銀河における分子ガス」. Nature . 424 (6947): 406– 408. arXiv : astro-ph/0307410 . Bibcode :2003Natur.424..406W. doi :10.1038/nature01821. PMID  12879063. S2CID  4419009.
  74. ^ Smail, Ian; Owen, FN; Morrison, GE; Keel, WC; et al. (2002). 「極端に赤い天体の多様性」. The Astrophysical Journal . 581 (2): 844– 864. arXiv : astro-ph/0208434 . Bibcode :2002ApJ...581..844S. doi :10.1086/344440. S2CID  51737034.
  75. ^ 戸谷知則;吉井、譲。岩室文秀；米原俊典；本原健太郎（2001）． 「すばる深層領域の非常に赤い天体: ダストスターバースト期の原始楕円銀河の証拠」。天体物理学ジャーナル。558 (2): L87 – L91。arXiv : astro-ph/0108145。ビブコード:2001ApJ...558L..87T。土井：10.1086/323619。S2CID  119511017。
  76. ^ ラインウィーバー, チャールズ; デイビス, タマラ・M. (2005). 「ビッグバンに関する誤解」.サイエンティフィック・アメリカン. 292 (3): 36– 45. Bibcode :2005SciAm.292c..36L. doi :10.1038/scientificamerican0305-36.
  77. ^ Gawiser, E.; Silk, J. (2000). 「宇宙マイクロ波背景放射」. Physics Reports . 333– 334 (2000): 245– 267. arXiv : astro-ph/0002044 . Bibcode :2000PhR...333..245G. CiteSeerX 10.1.1.588.3349 . doi :10.1016/S0370-1573(00)00025-9. S2CID  15398837. 
  78. ^ Naoz, S.; Noter, S.; Barkana, R. (2006). 「宇宙における最初の星々」.王立天文学会月報. 373 (1): L98 – L102 . arXiv : astro-ph/0604050 . Bibcode :2006MNRAS.373L..98N. doi : 10.1111/j.1745-3933.2006.00251.x . S2CID  14454275.
  79. ^ Lesgourgues, J.; Pastor, S. (2006). 「質量ニュートリノと宇宙論」. Physics Reports . 429 (6): 307– 379. arXiv : astro-ph/0603494 . Bibcode :2006PhR...429..307L. doi :10.1016/j.physrep.2006.04.001. S2CID  5955312.
  80. ^ Grishchuk, Leonid P. (2005). 「Relic重力波と宇宙論」. Physics-Uspekhi . 48 (12): 1235– 1247. arXiv : gr-qc/0504018 . Bibcode :2005PhyU...48.1235G. doi :10.1070/PU2005v048n12ABEH005795. S2CID  11957123.
  81. ^ デイビッド・ソブラル;マシー、ジョリット。ダルビッシュ、ベーナム。シェーラー、ダニエル。バフラム州モバシェル。レトゲーリング、フーブ JA;サントス、セルジオ。ヘマティ、シューバネ（2015年6月4日）。 「再電離の時代における最も明るいLYMAN-α放射体におけるPOPIIIのような恒星集団の証拠：分光学的確認」。天体物理学ジャーナル。808 (2): 139.arXiv : 1504.01734。Bibcode :2015ApJ...808..139S。土井：10.1088/0004-637x/808/2/139。S2CID  18471887。
  82. ^ オーバーバイ、デニス(2015年6月17日). 「天文学者、宇宙を豊かにした最古の星を発見したと報告」ニューヨーク・タイムズ. 2015年6月17日閲覧。
  83. ^ Geller, MJ; Huchra, JP (1989). 「宇宙の地図」. Science . 246 (4932): 897– 903. Bibcode :1989Sci...246..897G. doi :10.1126/science.246.4932.897. PMID  17812575. S2CID  31328798.
  84. ^ Huchra, John P.「CfA赤方偏移サーベイ」ハーバード・スミソニアン天体物理学センター. 2023年3月20日閲覧。
  85. ^ ショーン・コール、ウィル・J・パーシバル、ジョン・A・ピーコック、ペダー・ノーバーグ、カールトン・M・ボー、カルロス・S・フレンク、他 (2005). 「2dF銀河赤方偏移サーベイ：最終データセットのパワースペクトル解析と宇宙論的意味合い」.王立天文学会月報. 362 (2): 505–34 . arXiv : astro-ph/0501174 . Bibcode :2005MNRAS.362..505C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09318.x . S2CID  6906627.
  86. ^ 「2dF Galaxy Redshift Survey ホームページ」msowww.anu.edu.au . 2012年3月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。2025年10月21日閲覧。
  87. ^ Gunn, James E.; Siegmund, Walter A.; Mannery, Edward J.; Owen, Russell E.; Hull, Charles L.; Leger, R. French; 他 (2006年4月). 「スローン・デジタル・スカイ・サーベイの2.5m望遠鏡」.天文学ジャーナル. 131 (4): 2332– 2359. arXiv : astro-ph/0602326 . Bibcode :2006AJ....131.2332G. doi : 10.1086/500975 .
  88. ^ Almeida, Andrés; et al. (2023). 「スローン・デジタル・スカイ・サーベイの18回目のデータリリース：SDSS-Vのターゲット設定と最初のスペクトル」.アストロフィジカル・ジャーナル・サプリメント・シリーズ. 267 (2): 44. arXiv : 2301.07688 . Bibcode :2023ApJS..267...44A. doi : 10.3847/1538-4365/acda98 .
  89. ^ 「Science Results」. SSDS . 2025年5月20日閲覧。
  90. ^ デイビス、マーク; 他 (DEEP2 共同研究) (2002). DEEP2 赤方偏移サーベイの科学目標と初期成果. 天文望遠鏡と計測に関する会議、ハワイ州ワイコロア、2002年8月22～28日. arXiv : astro-ph/0209419 . Bibcode :2003SPIE.4834..161D. doi :10.1117/12.457897.
  91. ^ Newman, Jeffrey A.; et al. (2013). 「DEEP2 銀河赤方偏移サーベイ：設計、観測、データ整理、そして赤方偏移」.アストロフィジカル・ジャーナル・サプリメント・シリーズ. 208 (1): 5. arXiv : 1203.3192 . Bibcode :2013ApJS..208....5N. doi :10.1088/0067-0049/208/1/5.
  92. ^ インピー、クリス・ゲイ、パメラ・ゲイ（編）「ダストの絶滅と赤化」『ダストの絶滅と赤化』『天文学を教える』 2025年3月6日閲覧。
  93. ^ クーン、カール・F.、クーペリス、テオ (2004). 『宇宙の探求』ジョーンズ＆バートレット出版社pp.  122–3 . ISBN 978-0-7637-0810-8。
  94. ^ ウッドハウス、クリス (2017年12月4日). 「M31（アンドロメダ銀河）」.天体写真マニュアル（第2版）. ラウトレッジ. pp.  308– 313. doi :10.4324/9781315159225-42. ISBN 978-1-315-15922-5。
  95. ^ マリア・ライテリ、クラウディア (2024). 「銀河系外ジェットを理解するためのブレーザー変動のモニタリング」ベオグラード天文台出版物. 第104巻. pp.  29– 38. arXiv : 2412.11565 . doi :10.69646/aob104p029. ISBN 978-86-82296-11-9。
  96. ^ abc 青木健太郎、川口俊宏、太田幸治（2005年1月）。「2つの狭線クエーサーにおける[O III]輝線の最大青方偏移」。アストロフィジカル・ジャーナル。618 (2):  601–608。arXiv : astro -ph/0409546。Bibcode : 2005ApJ ...618..601A。doi : 10.1086 / 426075。S2CID 17680991
  97. ^ Nemiroff, RJ (1993). 「重力原理と数学」NASA .
  98. ^ Nemiroff, RJ (1993). 「中性子星とブラックホール付近の視覚的歪み」. American Journal of Physics . 61 (7): 619– 632. arXiv : astro-ph/9312003v1 . Bibcode :1993AmJPh..61..619N. doi :10.1119/1.17224. S2CID  16640860.
  99. ^ ボノメット、シルビオ;ゴリーニ、ヴィットリオ。モシェラ、ウーゴ (2002)。現代宇宙論。CRC を押します。ISBN 978-0-7503-0810-6。
  100. ^ ミラー、コール.「宇宙論」. www.astro.umd.edu . 2025年3月6日閲覧

出典

論文

  • Odenwald, S. & Fienberg, RT. 1993; 「銀河の赤方偏移の再考」Sky & Telescope 2003年2月号; pp31–35 (この記事は、3種類の赤方偏移とその原因を区別する上で役立つ参考文献です。)
  • ラインウィーバー、チャールズ H. およびタマラ M. デイビス、「ビッグバンに関する誤解」、サイエンティフィック・アメリカン、2005 年 3 月。(この記事は、宇宙の赤方偏移のメカニズムを説明するとともに、宇宙膨張の物理学に関する誤解を解くのに役立ちます。)

書籍

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  • ネッド・ライトの宇宙論チュートリアル
  • 赤方偏移に関する宇宙参考ガイドのエントリ
  • Mike Luciukの天文赤方偏移チュートリアル
  • ウェイン・フーによる宇宙赤方偏移のアニメーションGIF
  • メリフィールド、マイケル；ヒル、リチャード (2009). 「Z赤方偏移」SIXTψ SYMBΦLS .ノッティンガム大学のブレイディ・ハランによる。