문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 적색편이 (문단 편집) == 식으로 나타낸 정의 == 적색편이는 원래 파장과 관측된 파장의 함수로 다음과 같이 정의된다. 진동수로도 정의될 수 있다. || '''파장''' || '''진동수''' || || {{{+1 [math(\displaystyle z=\frac{\lambda_{관측}-\lambda_0}{\lambda_0})]}}} || {{{+1 [math(\displaystyle z=\frac{f_0-f_{관측}}{f_{관측}})]}}} || ||<-2>[math(z)]: '''적색편이''' | [math(\lambda)]: 파장 | [math(f)]: 진동수 [br]'''관측''': 관측된 값 | '''0''': 광원에서 발원할 시의 값 || 위의 방정식은 근거리의 천체나 물체의 경우에는 적용하기가 쉽지만 극원거리 천체들의 경우는 가시광에서는 측정이 불가능한 경우가 생기기 때문에 이때는 상대성 이론을 이용한 식을 사용하기도 한다. || '''적색편이의 종류''' || '''시공간''' || '''공식(각주를 읽어볼 것)'''[* [math(\displaystyle z)]는 적색편이, [math(\displaystyle v_{\parallel })]은 시선방향과 평행한 속도성분(관측자에서 멀어지면 0보다 큰 값을 가진다.), [math(\displaystyle c)]는 빛의 속도, [math(\displaystyle \gamma)]는 [[로런츠 인자]], [math(\displaystyle G)]는 중력 상수, [math(\displaystyle M)]은 물체의 질량, [math(\displaystyle r)]은 슈바르츠실트 좌표계에서 중심부터의 거리, [math(\displaystyle g_{tt})]은 metric tensor(미터법 계량 텐서)의 t,t 성분, [math(\displaystyle a)]는 고유 거리(광행 거리)와 공변 거리(실제 거리)의 비 = 척도 인자(scale factor)를 말한다. [math(\displaystyle {a_{\mathrm {now} }})]는 현재의 척도 인자값을 말하고 보통 1로 잡는다. [math(\displaystyle {a_{\mathrm {then} }})]은 광원의 좌표계에서의 척도 인자를 말한다. 현재의 척도 인자는 항상 증가한다. 따라서 광원의 좌표계에서의 척도 인자는 상대적으로 계속해서 작아지게 된다. 그래서 항상 결과값은 0 보다 크게 값이 책정된다.] || || 상대론적 도플러효과 || 민코프스키 공간[br](Minkowski space)[br](평탄한 시공간) || [math(\displaystyle 1+z=\gamma \left(1+{\frac {v_{\parallel }}{c}}\right))][br][math(\displaystyle z\approx {\frac {v_{\parallel }}{c}})] ([math(\displaystyle v)]가 매우 작은 경우)[br][math({\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1+{\frac {v}{c}}}{1-{\frac {v}{c}}}}}})] (광원이 관측자로부터 시선방향으로 움직일 때)[br] [math({\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {v^{2}}{c^{2}}}}}}}{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {v^{2}}{c^{2}}}}}}})] (광원이 시선방향에 수직으로 움직일 때) || || 우주론적 적색편이 || FLRW 공간[br](팽창하는 우주)[br]심우주 최원거리 천체의 거리 측정에 사용된다. || [math({\displaystyle 1+z={\frac {a_{\mathrm {now} }}{a_{\mathrm {then} }}}={\frac {1}{a(t)}}})] || || 중력 적색편이 || 일반적인 정적인 시공간[br](예를 들면, [[슈바르츠실트]] 시공간) || [math({\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {g_{tt}({\text{receiver}})}{g_{tt}({\text{source}})}}}})][br] [math({\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1-{\frac {2GM}{c^{2}r_{\text{receiver}}}}}{1-{\frac {2GM}{c^{2}r_{\text{source}}}}}}}})](슈바르츠실트 시공간, 슈바르츠실트 계량이라고도 한다.) || 천문학에서 적색편이 [math(z)]를 계산할 때 [[분광학]]을 이용한다. 천체에서 방출된 빛의 [[스펙트럼]]에서 관찰되는 흡수선을 통해 천체의 구성 물질을 알아낸 후, 그 물질이 정지 상태라면 실제로 나타나야 할 선 스펙트럼([math(\lambda_0)])이랑 관찰한 천체에서 실측된 선 스펙트럼([math(\lambda_{관측})])을 비교하여 [math(z)]를 결정할 수 있다. [math(z)]의 부호로 파장의 변화가 적색 편이인지 청색 편이인지 판별할 수 있다. 적색편이가 일어나면 파장은 원래보다 커지고, 진동수는 작아진다. 청색 편이에서는 그 반대이다. 따라서, [math(z>0)]이면 적색편이, [math(z<0)]이면 청색편이에 해당한다.저장 버튼을 클릭하면 당신이 기여한 내용을 CC-BY-NC-SA 2.0 KR으로 배포하고,기여한 문서에 대한 하이퍼링크나 URL을 이용하여 저작자 표시를 하는 것으로 충분하다는 데 동의하는 것입니다.이 동의는 철회할 수 없습니다.캡챠저장미리보기