적색편이. 중력 적색편이 다른 사전에 "적색편이"가 무엇인지 확인하세요

생체병원성 밴드의 변위 및 중화 생체병원성 밴드의 이동 가능성에 대한 문제는 항상 제기되어 왔습니다. 미국 과학자 K. Bird는 생체 병원성 구역이 대량의 철분에 의해 이동한다고 주장했습니다. 솔로비요프 S.S. 라트비아의 장인들이 보고한 바에 따르면

별에서 방출되는 빛은 지구적으로 볼 때 전자기 진동입니다. 국소적으로 볼 때 이 방사선은 공간에서 에너지를 전달하는 광양자(광자)로 구성됩니다. 이제 우리는 방출된 빛의 양자가 가장 가까운 공간의 기본 입자를 자극하고, 이것이 주변 입자로 여기를 전달한다는 것을 알고 있습니다. 에너지 보존 법칙에 따르면 이 경우 빛의 속도는 제한되어야 합니다. 이는 3.4절에서 고려한 빛의 전파와 정보의 전파 사이의 차이를 보여줍니다. 빛, 공간, 상호작용의 본질에 대한 이러한 생각은 우주에 대한 이해의 변화를 가져왔습니다. 따라서 기준 스펙트럼의 선과 비교하여 광원 스펙트럼의 파장 증가(스펙트럼의 빨간색 부분을 향한 선의 이동)로서의 적색 편이 개념을 재고해야 하며 이 효과 발생의 특성을 고려해야 합니다. 확립되어야 합니다(서론, 7항 참조).

적색편이는 두 가지 이유에 기인한다. 첫째, 관찰자에 대한 광원의 상대적인 움직임으로 인해 광원 사이의 거리가 증가할 때 도플러 효과로 인한 적색 편이가 발생하는 것으로 알려져 있습니다.

둘째, 프랙탈 물리학의 관점에서 보면 방출체가 별의 큰 전기장 영역에 배치되면 적색 편이가 발생합니다. 그런 다음 이 효과에 대한 새로운 해석에서 빛의 양자(광자)는 여러 가지를 생성합니다.

전기장이 중요하지 않은 지상 표준과 비교하여 다른 진동 주파수. 방사선에 대한 별의 전기장의 이러한 영향은 초기 양자의 에너지 감소와 양자를 특징짓는 주파수 감소로 이어집니다. 따라서 복사 파장 = C/(C는 빛의 속도, 대략 3 10 8 m/s와 동일)입니다. 별의 전기장은 별의 중력도 결정하므로 복사 파장을 증가시키는 효과를 옛 용어인 "중력 적색편이"라고 부릅니다.

중력 적색편이의 한 예는 태양과 백색왜성의 스펙트럼에서 관측된 선의 이동이다. 백색 왜성과 태양에 대해 이제 확실하게 확립된 것은 중력 적색 편이의 효과입니다. 속도에 해당하는 중력 적색편이는 백색 왜성의 경우 30km/s이고, 태양의 경우 약 250m/s입니다. 태양과 백색왜성의 적색편이 차이는 두 배 정도 차이가 나는데 이는 물리적 물체의 전기장이 다르기 때문입니다. 이 문제를 더 자세히 고려해 보겠습니다.

위에서 언급한 바와 같이, 별의 전기장에서 방출되는 광자는 변화된 진동 주파수를 갖게 됩니다. 적색편이 공식을 유도하기 위해 우리는 광자 질량에 대한 관계식 (3.7)을 사용합니다: m ν = h /C 2 = E/C 2, 여기서 E는 주파수 ν에 비례하는 광자 에너지입니다. 여기에서 우리는 광자의 질량과 주파수의 상대적 변화가 동일하다는 것을 알 수 있으므로 이를 m ν /m ν = / = E/C 2 형식으로 표시합니다.

초기 광자의 에너지 AE 변화는 별의 전위에 의해 발생합니다. 이 경우 지구의 전위는 크기가 작기 때문에 고려되지 않습니다. 그러면 SI 시스템에서 전위 Φ와 반경 R을 갖는 별에서 방출되는 광자의 상대적 적색편이는 동일합니다.

변화 2013년 12월 11일부터 - ()

빅뱅과 우주 팽창 이론은 현대 과학 사상의 사실이지만, 진실을 직시하면 결코 실제 이론이 되지 못한다. 이 가설은 1913년에 미국의 천문학자 베스토 멜빈 슬리퍼(Vesto Melvin Slipher)가 알려진 12개의 성운에서 나오는 빛의 스펙트럼을 연구하기 시작했고 그 성운들이 시속 수백만 마일에 달하는 속도로 지구로부터 멀어지고 있다는 결론을 내리면서 생겨났습니다. 당시 천문학자 드 시터(de Sitter)도 비슷한 생각을 공유했습니다. 한때 드 시터의 과학 보고서는 전 세계 천문학자들의 관심을 불러일으켰습니다.

이 과학자 중에는 Edwin Powell Hubble도 있었습니다. 그는 또한 1914년 미국 천문 학회 회의에 참석하여 Slifer가 은하의 운동과 관련된 발견을 보고했습니다. 이 아이디어에 영감을 받아 허블은 1928년에 유명한 윌슨산 천문대에서 우주 팽창에 대한 드 시터의 이론과 후퇴하는 은하에 대한 스디퍼의 관측을 결합하려는 시도를 시작했습니다.

허블은 대략 다음과 같이 추론했다. 팽창하는 우주에서는 은하들이 서로 멀어지고, 더 멀리 있는 은하들이 서로 더 빨리 멀어질 것으로 예상됩니다. 이는 지구를 포함한 어느 지점에서든 관찰자는 다른 모든 은하가 자신에게서 멀어지는 것을 볼 수 있어야 하며 평균적으로 더 멀리 있는 은하가 더 빨리 멀어지고 있음을 의미합니다.

허블은 이것이 사실이고 실제로 발생한다면 은하계까지의 거리와 은하계에서 지구에 있는 우리에게 오는 빛 스펙트럼의 적색 편이 정도 사이에 비례 관계가 있어야 한다고 믿었습니다. 그는 대부분의 은하의 스펙트럼에서 이러한 적색편이가 실제로 발생하며, 우리로부터 더 먼 거리에 위치한 은하의 적색편이가 더 크다는 것을 관찰했습니다.

한때 Slifer는 자신이 연구한 은하의 스펙트럼에서 특정 행성의 빛의 스펙트럼 선이 스펙트럼의 빨간색 끝쪽으로 이동한다는 사실을 발견했습니다. 이 이상한 현상을 "적색편이"라고 불렀습니다. Slifer는 적색 편이를 당시 잘 알려진 도플러 효과에 대담하게 돌렸습니다. 적색편이의 증가에 기초하여 우리는 은하계가 우리로부터 멀어지고 있다는 결론을 내릴 수 있습니다. 이것은 전체 우주가 팽창하고 있다는 생각을 향한 첫 번째 큰 발걸음이었습니다. 스펙트럼의 선이 스펙트럼의 파란색 끝쪽으로 이동했다면 이는 은하가 관찰자를 향해 이동하고 있음, 즉 우주가 수축하고 있음을 의미합니다.

질문이 생깁니다. 허블은 자신이 연구한 각 은하계가 우리로부터 얼마나 멀리 떨어져 있는지 어떻게 알 수 있었습니까? 그는 줄자로 은하계까지의 거리를 측정하지 않았습니다. 하지만 그가 관찰과 결론을 내린 것은 은하계의 거리에 관한 데이터였습니다.. 이것은 허블에게는 참으로 매우 어려운 질문이었고, 현대 천문학자들에게도 여전히 어려운 문제로 남아 있습니다. 결국, 별에 도달할 수 있는 측정 도구는 없습니다.

따라서 그는 측정에서 다음 논리를 고수했습니다. 첫째, 다양한 방법을 사용하여 가장 가까운 별까지의 거리를 추정할 수 있습니다. 그런 다음 단계적으로 "우주 거리 사다리"를 구축할 수 있으며 이를 통해 일부 은하계까지의 거리를 추정할 수 있습니다.

허블은 거리를 근사하는 방법을 사용하여 적색편이의 크기와 은하까지의 거리 사이의 비례 관계를 도출했습니다. 이 관계는 이제 허블의 법칙으로 알려져 있습니다.

그는 가장 먼 은하가 가장 큰 적색편이 값을 가지며 따라서 다른 은하보다 더 빨리 우리에게서 멀어진다고 믿었습니다. 그 이를 우주가 팽창하고 있다는 충분한 증거로 받아들인다..

시간이 지남에 따라 이 아이디어는 천문학자들이 이를 역으로 적용하기 시작하면서 확고해졌습니다. 거리가 적색편이에 비례한다면 은하까지의 거리는 측정된 적색편이로부터 계산될 수 있습니다. 그러나 우리가 이미 언급했듯이, 허블은 은하까지의 거리를 측정하여 간접적으로 결정했습니다.. 이는 은하의 겉보기 밝기 측정을 기반으로 간접적으로 얻은 것입니다. 은하까지의 거리와 적색편이 사이의 비례 관계에 대한 그의 가정은 검증될 수 없다는 점에 동의하십시오.

따라서 팽창하는 우주 모델에는 잠재적으로 두 가지 결함이 있습니다.

- 첫째로, 천체의 밝기는 거리뿐만 아니라 다양한 요인에 따라 달라질 수 있습니다. 즉, 은하의 겉보기 밝기로부터 계산된 거리는 유효하지 않을 수 있습니다.

- 둘째, 적색편이는 은하의 속도와 전혀 관련이 없을 가능성이 높습니다.

허블은 연구를 계속하여 팽창하는 우주의 특정 모델에 이르렀고, 그 결과 허블의 법칙이 탄생했습니다.

이를 설명하기 위해 먼저 빅뱅 모델에 따르면 은하가 폭발의 진원지에서 멀어질수록 더 빠르게 움직인다는 점을 기억해 보겠습니다. 허블의 법칙에 따르면 은하가 후퇴하는 속도는 폭발 진원지까지의 거리에 허블 상수라는 숫자를 곱한 것과 같아야 합니다. 천문학자들은 이 법칙을 사용하여 누구도 그 기원을 완전히 이해하지 못하는 적색편이의 크기를 기준으로 은하까지의 거리를 계산합니다.

일반적으로 그들은 우주를 매우 간단하게 측정하기로 결정했습니다. 적색편이를 구하고 허블 상수로 나누면 모든 은하까지의 거리를 얻을 수 있습니다. 같은 방식으로, 현대 천문학자들은 허블 상수를 사용하여 우주의 크기를 계산합니다. 허블 상수의 역수는 현재 순간의 우주의 특성 팽창 시간을 의미합니다. 이곳은 우주 존재 시대의 다리가 자라나는 곳이다.

이를 바탕으로 허블상수는 현대과학에 있어서 매우 중요한 숫자이다. 예를 들어, 상수를 두 배로 늘리면 우주의 예상 크기도 두 배가 됩니다.. 그러나 사실은 서로 다른 과학자들이 서로 다른 허블 상수 값을 가지고 작업했다는 것입니다.

허블 상수는 메가파섹(330만 광년에 해당하는 우주 거리의 단위)당 초당 킬로미터로 표시됩니다.

예를 들어, 1929년에 허블 상수의 값은 500이었습니다. 1931년에는 550이었습니다. 1936년 - 520 또는 526년. 1950년 - 260년, 즉 크게 떨어졌습니다. 1956년에는 176이나 180으로 더 떨어졌습니다. 1958년에는 75로 더 떨어졌고, 1968년에는 98로 뛰어올랐습니다. 1972년에는 그 값이 50에서 130 사이였습니다. 오늘날 허블 상수는 일반적으로 다음과 같이 간주됩니다. 이러한 모든 변화로 인해 한 천문학자는 허블 상수가 허블 변수라고 불리는 것이 더 나을 것이라고 유머러스하게 말하게 되었으며, 이는 현재 받아들여지고 있습니다. 즉, 허블 상수는 시간에 따라 변하는 것으로 간주되지만 "상수"라는 용어는 특정 순간, 우주의 모든 지점에서 허블 상수가 동일하다는 사실로 인해 정당화됩니다.

물론 수십 년에 걸친 이러한 모든 변화는 과학자들이 방법을 개선하고 계산 품질을 향상시켰다는 사실로 설명될 수 있습니다.

그러나 질문이 생깁니다. 어떤 종류의 계산이 필요한가요? 우리는 이웃 은하계에 도달할 수 있는 줄자(레이저 측정기라도)가 아직 발명되지 않았기 때문에 누구도 이러한 계산을 실제로 확인할 수 없을 것임을 다시 한 번 반복합니다.

더욱이 은하계 사이의 거리 관계에서도 지각있는 사람들에게는 모든 것이 명확하지 않습니다. 만약 우주가 비례의 법칙에 따라 균일하게 팽창하고 있다면, 많은 과학자들이 이 팽창 속도의 동일한 비율을 기준으로 이렇게 서로 다른 양의 값을 얻는 이유는 무엇일까요? 이러한 확장 비율도 존재하지 않는 것으로 나타났습니다.

학식있는 천문학자 Viger는 다음과 같이 언급했습니다. 천문학자들이 서로 다른 방향에서 측정을 수행할 때 서로 다른 팽창률을 얻습니다.. 그러다가 그는 더욱 이상한 점을 발견했습니다. 하늘은 두 방향으로 나눌 수 있다. 첫 번째는 많은 은하가 더 멀리 있는 은하 앞에 놓여 있는 일련의 방향입니다. 두 번째는 전경 은하 없이 먼 은하가 발견되는 방향의 집합입니다. 공간 방향의 첫 번째 그룹을 "영역 A", 두 번째 그룹을 "영역 B"라고 부르겠습니다.

Viger는 놀라운 사실을 발견했습니다. 연구를 A 지역의 먼 은하로 제한하고 이러한 연구에 기초하여 허블 상수를 계산하면 상수에 대해 하나의 값을 얻게 됩니다. B 영역에 대해 조사하면 상수에 대해 완전히 다른 값을 얻게 됩니다.

이 연구에 따르면 은하의 팽창 속도는 먼 은하에서 오는 지표를 측정하는 방법과 조건에 따라 달라지는 것으로 나타났습니다. 전경 은하가 있는 곳에서 측정하면 하나의 결과가 나오고 전경이 없으면 결과가 달라집니다.

우주가 실제로 팽창하고 있다면 전경 은하가 다른 은하의 속도에 영향을 미치게 만드는 원인은 무엇입니까? 은하들은 서로 아주 멀리 떨어져 있어서 우리가 풍선을 불듯이 서로 불 수 없습니다. 따라서 문제가 적색편이의 신비에 있다고 가정하는 것이 논리적일 것입니다.

이것이 바로 Viger가 추론한 것입니다. 그는 모든 과학의 기반이 되는 먼 은하의 측정된 적색편이가 우주 팽창과 전혀 관련이 없다고 제안했습니다. 오히려 완전히 다른 효과로 인해 발생합니다. 그는 이전에 알려지지 않은 이러한 효과가 멀리서 우리에게 접근하는 빛의 노화 메커니즘과 관련이 있다고 제안했습니다.

Wieger에 따르면, 먼 거리를 이동한 빛의 스펙트럼은 빛이 너무 멀리 이동했기 때문에 강한 적색 편이를 경험합니다. Viger는 이것이 물리적 법칙에 따라 발생하며 놀랍게도 다른 많은 자연 현상과 유사하다는 것을 증명했습니다. 본질적으로 무언가가 움직이면 항상 이 움직임을 방해하는 다른 것이 있습니다. 이러한 간섭 세력은 우주 공간에도 존재합니다. Wieger는 빛이 은하계 사이의 먼 거리를 여행할 때 적색편이 효과가 나타나기 시작한다고 믿습니다. 그는 이 효과를 빛의 노화(강도 감소) 가설과 연관시켰습니다.

빛의 움직임을 방해하는 특정 힘이 있는 공간을 횡단할 때 빛은 에너지를 잃는 것으로 밝혀졌습니다. 그리고 빛이 오래될수록 더 붉어집니다. 따라서 적색편이는 물체의 속도가 아니라 거리에 비례합니다. 따라서 빛이 더 멀리 이동할수록 나이가 더 많이 들어갑니다. 이를 깨달은 Viger는 우주를 팽창하지 않는 구조로 묘사했습니다. 그는 모든 은하계가 어느 정도 고정되어 있다는 것을 깨달았습니다. 그러나 적색 편이는 도플러 효과와 관련이 없으므로 측정 대상까지의 거리와 속도는 서로 관련이 없습니다. Wieger는 적색편이가 빛 자체의 고유한 특성에 의해 결정된다고 믿습니다. 따라서 그는 빛이 일정 거리를 이동한 후에는 단순히 나이가 들기만 한다고 주장합니다. 이것은 거리가 측정되는 은하가 우리에게서 멀어지고 있다는 것을 결코 증명하지 않습니다.

대부분의 현대 천문학자들(모두는 아니지만)은 가벼운 노화에 대한 생각을 거부합니다. 버클리 캘리포니아 대학의 Joseph Silk에 따르면, "나이를 먹은 빛 우주론은 새로운 물리학 법칙을 도입하기 때문에 만족스럽지 않습니다."

그러나 위거가 제시한 광노화 이론은 기존 물리 법칙에 급진적인 추가를 요구하지 않습니다. 그는 은하계 공간에는 빛과 상호 작용하여 빛 에너지의 일부를 빼앗는 특정 종류의 입자가 있다고 제안했습니다. 대다수의 거대한 물체에는 다른 물체보다 이러한 입자가 더 많이 포함되어 있습니다.

이 아이디어를 사용하여 Viger는 A와 B 영역의 서로 다른 적색편이를 다음과 같이 설명했습니다. 전경 은하를 통과하는 빛은 이러한 입자를 더 많이 만나고 따라서 전경 은하 영역을 통과하지 않는 빛보다 더 많은 에너지를 잃습니다. 따라서 장애물(전경 은하 영역)을 가로지르는 빛의 스펙트럼은 더 큰 적색편이를 나타내며 이로 인해 허블 상수 값이 달라집니다. Viger는 또한 비속도 적색편이가 있는 물체에 대한 실험에서 얻은 그의 이론에 대한 추가 증거를 언급했습니다.

예를 들어, 태양 원반 가까이에 위치한 별에서 나오는 빛의 스펙트럼을 측정하면 별의 적색 편이가 하늘의 먼 지역에 위치한 별의 경우보다 더 커집니다. 이러한 측정은 태양 원반에 가까운 별이 어둠 속에서 보일 때인 개기 일식 동안에만 이루어질 수 있습니다.

간단히 말해서 Wieger는 빛이 대부분의 과학자들이 받아들이는 생각과 다르게 행동하는 팽창하지 않는 우주라는 관점에서 적색편이를 설명했습니다. Wieger는 자신의 우주 모델이 팽창하는 우주의 표준 모델이 제공하는 것보다 더 정확하고 현실적인 천문학적 데이터를 제공한다고 믿습니다. 이 오래된 모델은 허블 상수를 계산할 때 얻은 값의 큰 차이를 설명할 수 없습니다. Viger에 따르면, 낮은 속도의 적색편이는 우주의 전체적인 특징일 수 있습니다. 우주는 정적일 수 있으므로 빅뱅 이론의 필요성은 단순히 사라집니다.

그리고 모든 것이 괜찮을 것입니다. 우리는 Viger에게 감사하다고 말하고 허블을 꾸짖을 것이지만 이전에 알려지지 않았던 새로운 문제가 나타났습니다. 이 문제는 퀘이사입니다. 퀘이사의 가장 눈에 띄는 특징 중 하나는 퀘이사의 적색편이가 다른 천체에 비해 환상적으로 높다는 것입니다. 일반 은하에 대해 측정된 적색편이는 약 0.67인 반면, 일부 퀘이사의 적색편이는 4.00에 가깝습니다. 현재 적색편이 계수가 1.00보다 큰 은하도 발견되었습니다.

대부분의 천문학자들처럼 그것이 일반적인 상쇄 적색편이라고 받아들인다면, 퀘이사는 지금까지 우주에서 발견된 가장 먼 물체임에 틀림없으며 역시 희망이 없는 거대한 구형 은하보다 백만 배 더 많은 에너지를 방출해야 합니다.

허블의 법칙을 적용하면 은하(적색편이가 1.00보다 큼)는 빛의 속도를 초과하는 속도로 우리에게서 멀어지고, 퀘이사는 빛의 속도의 4배에 해당하는 속도로 멀어져야 합니다.

이제 알베르트 아인슈타인을 꾸짖어야 한다는 것이 밝혀졌습니다. 아니면 문제의 초기 조건이 올바르지 않고 적색 편이가 우리가 거의 알지 못하는 과정과 수학적으로 동일합니까? 수학이 틀린 것은 아니지만, 일어나는 과정에 대한 실제적인 이해를 제공하지는 않습니다.예를 들어, 수학자들은 공간에 추가적인 차원이 존재한다는 것을 오랫동안 입증해 왔습니다. 현대 과학전혀 찾을 수 없습니다.

따라서 기존 천문학 이론 내에서 사용할 수 있는 두 가지 대안은 모두 심각한 어려움에 직면해 있습니다. 적색편이가 공간 흡수로 인해 일반적인 도플러 효과로 받아들여지면 표시된 거리가 너무 커서 퀘이사의 다른 특성, 특히 에너지 방출을 설명할 수 없습니다. 반면에 적색편이가 운동 속도와 관련이 없거나 전적으로 관련이 없다면 적색편이가 생성되는 메커니즘에 대한 신뢰할 만한 가설이 없습니다.

이 문제에 대한 결정적인 증거를 얻기가 어렵습니다. 한쪽의 논쟁이나 다른 쪽의 질문은 주로 퀘이사와 다른 물체 사이의 명백한 연관성에 기초합니다. 이러한 적색편이와의 명백한 연관성은 단순 도플러 변이를 뒷받침하는 증거 또는 "우주론적" 가설로 제시됩니다. 서로 다른 적색편이에 있는 물체들 사이의 연관은 두 개의 서로 다른 과정이 작용하고 있음을 나타내는 반대 카운터입니다. 각 그룹은 반대하는 협회를 가짜라고 낙인찍습니다.

어쨌든 이 상황에 적용할 때 우리는 적색편이의 두 번째 성분(속도)이 정규 흡수 적색편이와 동일한 방식으로 생성된 또 다른 도플러 변화로 식별되어야 하며 정규 흡수 적색편이에 추가되어야 한다는 점에 동의해야 합니다. 수학적 반영이 진행 중인 프로세스입니다.

그리고 발생하는 프로세스에 대한 실제 이해는 Dewey Larson의 작업, 예를 들어 이 구절에서 찾을 수 있습니다.

퀘이사의 적색편이

현재 퀘이사로 알려진 일부 물체는 특별한 스펙트럼으로 인해 이미 새롭고 별도의 현상 클래스에 속하는 것으로 인식되었지만, 퀘이사의 실제 발견은 마틴 슈미트(Martin Schmidt)가 전파원 3C 273의 스펙트럼을 확인한 1963년으로 거슬러 올라갑니다. 16%만큼 적색편이가 발생했습니다. 원래 퀘이사에 기인한 다른 정의 특성의 대부분은 더 많은 데이터가 축적됨에 따라 결정되어야 했습니다. 예를 들어, 한 초기 설명에서는 이를 "무선 소스와 일치하는 별 모양의 물체"로 식별했습니다. 그러나 현대의 관측에 따르면 대부분의 경우 퀘이사는 별과 같지 않은 복잡한 구조를 가지고 있으며 전파 방출이 감지되지 않는 큰 종류의 퀘이사가 있음이 입증되었습니다. 높은 적색편이는 계속해서 퀘이사의 특징이었으며, 퀘이사의 뚜렷한 특징은 크기가 위쪽으로 확장되는 관측된 범위로 간주되었습니다. 3C 48에서 측정된 2차 적색편이는 0.369로 1차 측정값인 0.158보다 상당히 높았습니다. 100개의 적색편이를 이용할 수 있었던 1967년 초에 가장 높은 값은 2.223이었고, 출판 당시에는 3.78로 상승했습니다.

1.00 이상으로 적색편이 범위가 확장되면 해석에 대한 의문이 제기됩니다. 도플러 편이의 기원에 대한 이전의 이해를 바탕으로 1.00보다 큰 후퇴 적색편이는 상대 속도가 더 빠른 속도스베타. 빛의 속도가 절대 한계라는 아인슈타인의 견해가 일반적으로 받아들여지면서 천문학자들은 이 해석을 받아들일 수 없게 되었고, 문제를 해결하기 위해 상대성 이론의 수학을 사용하게 되었습니다. 제1권의 분석에 따르면 이는 이러한 관계가 사용될 수 있는 상황에서 수학적 관계를 잘못 적용한 것입니다. 관찰 결과 얻은 값과 간접적인 수단으로 얻은 값 사이에는 모순이 있습니다. 예를 들어, 좌표 거리를 시간으로 나누어 속도를 측정합니다. 이러한 예에서는 상대성 수학(로렌츠 방정식)을 간접 측정에 적용하여 올바른 것으로 간주되는 직접 측정과 일치시킵니다. 도플러 편이는 보정이 필요하지 않은 속도를 직접 측정하는 것입니다. 2.00의 적색편이는 빛 속도의 두 배에 해당하는 스칼라 크기의 상대적인 바깥쪽 움직임을 나타냅니다.

비록 전통적인 천문학적 사고가 상대성 수학의 속임수를 통해 높은 적색편이 문제를 회피했지만, 그에 수반되는 거리-에너지 문제는 더욱 다루기 힘든 것으로 판명되었고 해결이나 고안을 위한 모든 시도에 저항했습니다.

퀘이사가 우주론이 가리키는 거리, 즉 일반적인 후퇴 적색편이에 따른 적색편이에 해당하는 거리에 있다면, 퀘이사가 방출하는 에너지의 양은 알려진 에너지 생성 과정으로 설명할 수 있는 것보다 훨씬 더 큽니다. 그럴듯한 추측 과정을 통해. 반면, 퀘이사가 훨씬 더 가깝다고 가정하여 에너지를 신뢰할 수 있는 수준으로 줄이면 기존 과학에서는 높은 적색편이에 대해 설명할 수 없습니다.

분명히 뭔가 조치를 취해야 합니다. 하나 또는 다른 제한적인 가정을 포기해야 합니다. 이미 알려진 과정보다 훨씬 더 많은 에너지를 생산하는 이전에 발견되지 않은 과정이 있거나, 퀘이사의 적색편이를 정상적인 후퇴 값 이상으로 밀어내는 알려지지 않은 요인이 있습니다. 합리성을 이해하기 어려운 어떤 이유로 인해 대부분의 천문학자들은 적색편이 대안만이 기존 물리 이론의 수정이나 확장이 필요한 유일한 것이라고 믿고 있습니다. 적색편이에 대한 비우주론적 설명을 선호하는 사람들의 반대에 맞서 가장 자주 제기되는 주장은 물리학 이론에서 측정이 필요한 가설은 최후의 수단으로만 받아들여야 한다는 것입니다. 그러나 이 개인들이 보지 못하는 것이 있습니다. 최후의 수단만이 남아 있습니다. 적색편이를 설명하기 위해 기존 이론을 수정하지 않는 한, 에너지 생성의 규모를 설명하기 위해 기존 이론을 수정해야 합니다.

더욱이, 에너지 대안은 완전히 알려지지 않은 새로운 프로세스가 필요할 뿐만 아니라 현재 알려진 수준을 넘어서는 발전 규모의 엄청난 증가를 수반한다는 점에서 훨씬 더 급진적입니다. 반면, 적색편이 상황에서 필요한 것은 알려진 과정에 기초한 해를 얻을 수 없더라도 새로운 과정뿐이다. 그것은 현재 알려진 경기 침체 과정의 특권으로 인식되는 것 이상을 설명하는 척하지 않습니다. 이는 단순히 덜 먼 공간적 위치에서 적색편이를 생성하는 데 사용됩니다. 운동 우주 이론의 발전에서 얻은 새로운 정보가 없더라도 적색편이에 대한 대안이 훨씬 더 많다는 것은 명백합니다. 가장 좋은 방법퀘이사 에너지와 적색편이 이론 사이의 현재 교착상태를 깨뜨립니다. 문제를 해결하기 위해 역계 이론을 적용함으로써 나오는 설명이 그토록 중요한 이유입니다.

그러한 결론은 다소 학문적입니다. 왜냐하면 우리는 우리가 발견한 것을 좋아하든 원하지 않든 세상을 있는 그대로 받아들이기 때문입니다. 그러나 이전 페이지의 많은 예에서와 마찬가지로 여기서도 새로운 이론적 발전에서 나오는 대답은 가장 단순하고 가장 논리적인 형태를 취한다는 점에 유의해야 합니다. 물론, 퀘이사 문제에 대한 답은 적색편이에 대한 비우주론적 설명을 선호하는 천문학자들이 기대하는 것처럼 대부분의 기본 원칙을 깨뜨리는 것을 포함하지 않습니다. 그들이 상황을 보는 방식에 따르면, 퀘이사의 적색편이 후퇴에 "비속도 구성요소"를 추가하려면 몇 가지 새로운 물리적 과정이나 원리가 포함되어야 합니다. 우리는 새로운 프로세스나 원칙이 필요하지 않다는 것을 알았습니다. 추가적인 적색편이는 단순히 속도가 추가된 결과이며, 속도는 전통적인 공간적 기준 틀에서 표현할 수 없기 때문에 인식할 수 없습니다.

위에서 언급한 바와 같이, 폭발 속도와 적색편이의 제한량은 한 차원에서 두 가지 결과 단위입니다. 폭발 속도가 중간 영역의 두 활성 차원에 균등하게 나누어진다면 원래 차원의 적색편이 폭발 성분이 2.00이고 퀘이사의 전체 적색편이가 2.326이라면 퀘이사는 시간에 따른 운동으로 변환될 수 있습니다. 퀘이사와 펄서가 출판될 당시, 2.326을 상당히 초과하는 퀘이사 적색편이는 단 한 개만 출판되었습니다. 해당 연구에서 언급한 바와 같이, 2.326의 적색편이는 절대적인 최대값은 아니지만, 퀘이사의 운동이 어떤 경우든 허용되는 새로운 상태로 전환되는 수준입니다. 따라서 퀘이사 4C 05 34에 할당된 2.877이라는 매우 높은 값은 이론적으로 2.326에서 발생할 수 있는 변환을 지연시키는 일부 과정이 존재하거나 측정 오류를 나타냅니다. 다른 이용 가능한 데이터가 없었기 때문에 당시에는 두 가지 대안 중 하나를 선택하는 것이 바람직하지 않은 것처럼 보였습니다. 그 후 몇 년 동안 2.326 이상의 적색편이가 많이 발견되었습니다. 그리고 퀘이사 적색편이가 더 높은 수준으로 확장되는 것이 빈번한 현상이라는 것이 분명해졌습니다. 따라서 이론적 상황이 수정되었고 더 높은 적색편이에서 작동하는 과정의 성격이 명확해졌습니다.

제3권에 설명된 바와 같이, 2.326 수준보다 낮은 적색편이 인자 3.5는 공간 내 운동 차원에 평행한 차원과 이에 수직인 차원 사이의 7단위 등가 공간이 균등하게 분포된 결과입니다. . 이 균등 분포는 한 분포가 다른 분포에 비해 유리한 영향이 없는 상태에서 확률을 연산한 결과이며 다른 분포는 완전히 제외됩니다. 그러나 불평등한 분포가 발생할 가능성은 작지만 상당한 가능성이 있습니다. 7개 속도 단위의 일반적인 3½ - 3½ 분포 대신 분할은 4 - 3, 4½ - 2½ 등이 될 수 있습니다. 3½ - 3½ 분포에 해당하는 수준 이상의 적색편이를 보이는 퀘이사의 총 개수는 상대적으로 적습니다. 그리고 적당한 크기의 임의의 그룹, 예를 들어 100개의 퀘이사가 하나 이상의 퀘이사를 포함할 것으로 예상되지는 않습니다.

측정의 왜곡된 분포는 낮은 비율 수준에 관찰 가능한 중요한 영향을 미치지 않습니다(비록 Arp의 풀링 분석과 같은 연구에서 더 일반적이라면 비정상적인 결과를 생성하지만). 그러나 이는 정상 한계인 2.326을 초과하는 적색편이를 초래하기 때문에 더 높은 수준에서 명백해집니다. 지역 간 연결의 2차(사각형) 특성으로 인해 폭발 속도와 관련된 8개 단위(이 중 7개는 중간 영역에 있음)는 64개 단위가 되고 그 중 56개는 이 영역에 있습니다. 따라서 3.5 이상의 가능한 적색편이 인자는 0.125씩 증가합니다. 단지 한 차원의 분포에 해당하는 이론적 최대값은 7.0이지만 확률은 일부 낮은 수준(아마도 6.0 정도)에서는 중요하지 않게 됩니다. 해당 적색편이 값은 약 4.0에서 정점에 이릅니다.

차원의 분포 변화로 인한 적색편이의 증가에는 공간에서의 거리 증가가 포함되지 않습니다. 그러므로 적색편이가 2.326 이상인 모든 퀘이사는 우주에서 거의 같은 거리에 있습니다. 이것은 극도로 높은 적색편이 범위에 있는 퀘이사의 밝기가 약 2.00의 적색편이 범위에 있는 퀘이사의 밝기와 비슷하다는 관찰된 사실과 관련된 명백한 불일치에 대한 설명입니다.

기원 은하로부터 퀘이사의 방출로 이어지는 일련의 사건을 촉발시키는 항성 폭발은 폭발하는 별의 물질 대부분을 운동 및 방사형 에너지로 감소시킵니다. 별 질량의 나머지 부분은 가스와 먼지 입자로 분해됩니다. 흩어진 물질 중 일부는 폭발 지역을 둘러싼 은하계 구역으로 침투하고, 그러한 구역 중 하나가 퀘이사로 방출되면 빠르게 움직이는 가스와 먼지가 포함됩니다. 입자의 최대 속도가 개별 별의 중력을 탈출하는 데 필요한 속도보다 높기 때문에 이 물질은 점차적으로 빠져나가 결국 퀘이사 주변의 먼지와 가스 구름의 형태를 취합니다. 라고 부를 수도 있습니다. 퀘이사를 구성하는 별에서 나오는 방사선은 대기를 통과하여 스펙트럼의 선 흡수를 증가시킵니다. 상대적으로 어린 퀘이사를 둘러싸고 있는 확산 물질은 본체와 함께 이동하며 적색편이 흡수는 복사량과 거의 같습니다.

퀘이사가 바깥쪽으로 이동함에 따라 퀘이사를 구성하는 별은 나이가 들고 생애 마지막 단계에서 일부 별은 허용 가능한 한계에 도달합니다. 그러한 별은 이미 설명한 II형 초신성에서 폭발합니다. 우리가 본 것처럼, 폭발은 생성물 구름 하나를 우주 밖으로 방출하고, 두 번째 유사한 구름을 시간 동안 바깥쪽으로 방출합니다(우주 내부로 방출하는 것과 동일). 시간 동안 방출된 폭발 생성물의 속도가 이미 섹터 경계 근처에 위치한 퀘이사의 속도에 중첩되면 생성물은 우주 섹터로 이동하여 사라집니다.

우주로 던져진 폭발 생성물의 바깥쪽 이동은 시간에 따른 안쪽 이동과 동일합니다. 그러므로 그것은 시간에 따른 퀘이사의 바깥쪽 움직임과 반대이다. 내부 움직임을 독립적으로 관찰할 수 있다면 그것이 우리에게서 멀어지는 것이 아니라 우리를 향해 향하기 때문에 청색편이가 발생할 것입니다. 그러나 그러한 운동은 퀘이사의 바깥쪽 운동과 결합해서만 발생하기 때문에 그 효과는 결과적인 바깥쪽 속도와 적색편이를 감소시키는 것입니다. 따라서 느리게 움직이는 2차 폭발 생성물은 퀘이사 자체와 동일한 방식으로 바깥쪽으로 이동하며, 역속도 성분은 단순히 시간 운동으로 변환되는 지점에 도달하는 것을 지연시킵니다.

결과적으로, 존재의 마지막 단계 중 하나에 있는 퀘이사는 퀘이사와 함께 움직이는 대기뿐만 아니라 시간에 따라 퀘이사로부터 멀어지는 하나 이상의 입자 구름(등가 공간)으로 둘러싸여 있습니다. 각 입자 구름은 내부 폭발로 인해 입자에 전달되는 내부 속도의 양에 따라 방출 크기와 다른 적색편이를 흡수하는 데 기여합니다. 스칼라 운동의 본질에 대한 논의에서 언급했듯이, 이런 방식으로 움직이는 모든 객체는 벡터 운동을 얻을 수도 있습니다. 퀘이사 구성요소의 벡터 속도는 스칼라 속도에 비해 작지만 스칼라 양에서 측정 가능한 편차를 생성할 만큼 충분히 클 수 있습니다. 어떤 경우에는 방출 수준 이상에서 적색편이 흡수가 발생합니다. 2차 폭발로 인한 속도의 바깥쪽 방향으로 인해 방출 값과 다른 다른 모든 흡수 적색편이는 방출 적색편이보다 낮습니다.

방출된 입자에 부여된 속도는 2.326 수준 이상으로 유효 속도를 증가시키는 것처럼 후퇴 z에 큰 영향을 미치지 않습니다. 따라서 변화는 적색편이 계수에서 발생하며 이 계수의 최소 변화인 0.125 단계로 제한됩니다. 따라서 적색편이의 흡수 가능성은 서로 0.125z ½만큼 다른 정규 값을 통해 발생합니다. 퀘이사의 z값은 0.326에서 정점에 달하고 2.326 이상의 모든 적색편이 변동성은 적색편이 계수의 변화에서 발생하기 때문에 가능한 적색편이 흡수의 이론적 값은 모든 퀘이사에 대해 동일하며 방출 적색편이의 가능한 값과 일치합니다. .

관찰된 대부분의 고적색편이 퀘이사는 상대적으로 오래되었기 때문에 그 구성성분은 극도의 활동 상태에 있습니다. 이 벡터 운동은 방출 적색편이 측정에 약간의 불확실성을 가져오고 이론과 관찰 사이의 정확한 상관관계를 입증하는 것을 불가능하게 만듭니다. 적색편이 흡수의 경우, 보다 활동적인 각 퀘이사에 대해 측정된 흡수값이 계열을 형성하기 때문에 상황이 더 유리하며, 개별 값에 상당한 정도의 불확실성이 있는 경우에도 계열 간의 관계를 입증할 수 있습니다. .

폭발의 결과로 적색편이는 적색편이 계수와 z ½ 의 곱입니다. 후퇴율 z가 0.326 미만인 각 퀘이사는 고유한 흡수 적색편이 세트를 갖고 있으며 각 계열의 연속 구성원은 0.125만큼 다릅니다. z 2 . 지금까지 연구된 이 범위의 가장 큰 시스템 중 하나는 퀘이사 0237-233입니다.

일반적으로 상당수의 퀘이사별이 폭발적인 활동을 촉발할 수 있는 연령 제한에 도달하는 데는 오랜 시간이 걸립니다. 따라서 방출값과 다른 적색편이 흡수는 퀘이사가 1.75 이상의 적색편이 범위에 도달할 때까지 나타나지 않습니다. 그러나 프로세스의 특성상 이 일반 규칙에는 예외가 있다는 것이 분명합니다. 기원 은하의 바깥쪽, 새롭게 성장한 부분은 대부분 젊은 별들로 구성되어 있지만, 은하의 성장 과정 중 다른 큰 집합체와의 상대적으로 최근의 결합과 같은 특수한 조건으로 인해 더 오래된 별들이 그 부분에 집중될 수 있습니다. 폭발로 인해 튀어나온 은하의 구조. 그러면 나이가 많은 별들은 연령 제한에 도달하고 퀘이사의 생애 단계에서 정상보다 일찍 흡수 적색편이를 생성하는 일련의 사건을 시작합니다. 그러나 새로 방출된 퀘이사에 포함된 오래된 별의 수는 강렬한 적색편이 흡수 시스템을 야기하는 내부 활동을 생성할 만큼 충분히 크지 않은 것으로 보입니다.

더 높은 적색편이에서는 새로운 요인이 작용하게 됩니다. 이는 더 큰 적색편이 흡수 경향을 가속화합니다. 흡수 시스템을 작동시키는 데 필요한 퀘이사의 먼지와 가스 성분에 속도 증가를 도입하려면 일반적으로 상당한 강도의 폭발 활동이 필요합니다. 그러나 두 폭발 속도 단위를 초과하는 경우에는 그러한 제한이 없습니다. 여기에서 확산된 구성요소는 속도 반전(속도 증가와 동일)을 감소시키는 경향이 있는 우주 부문 조건의 영향을 받아 추가 에너지 생성 없이 퀘이사의 정상적인 진화 동안 적색편이를 추가로 흡수합니다. 퀘이사. 따라서 이 수준 이상에서는 "모든 퀘이사는 강한 흡수선을 나타냅니다." 위의 진술을 인용한 Strittmatter와 Williams는 계속해서 다음과 같이 말합니다.

"약 2.2의 방출 적색편이에 흡수된 물질의 존재에 대한 임계값이 있는 것처럼 보입니다."

이 경험적 발견은 적색편이 2.326에 명확한 부문 경계가 있다는 우리의 이론적 발견과 일치합니다.

위의 논의와 관련된 광학 스펙트럼의 적색편이 흡수 외에도 적색편이 흡수는 무선 주파수에서도 발견됩니다. 퀘이사 3C 286의 방출에 대한 최초의 발견은 무선 주파수 흡수에 대한 설명에는 광학 주파수 흡수에 대한 설명과 다른 설명이 필요하다는 꽤 일반적인 인상 때문에 상당한 관심을 불러일으켰습니다. 첫 번째 연구자들은 우리와 퀘이사 사이에 위치한 일부 은하계에서 중성 수소의 흡수로 인해 무선 주파수 적색편이가 발생한다고 결론지었습니다. 이 경우의 적색편이 흡수는 약 80%이기 때문에 그들은 이 관측을 우주론적 적색편이 가설을 지지하는 증거로 간주했습니다. 운동 우주 이론에 기초하여 전파 관측은 새로운 어떤 것도 기여하지 않습니다. 퀘이사에서 일어나는 흡수 과정은 모든 주파수의 복사에 적용됩니다. 그리고 무선 주파수에서의 적색편이 흡수의 존재는 광주파수에서의 적색편이 흡수의 존재와 동일한 의미를 갖습니다. 방출 및 흡수 동안 3C 286의 측정된 무선 주파수 적색편이는 각각 0.85와 0.69 정도입니다. 적색편이 인자 2.75에서 방출 크기 0.85에 해당하는 이론적 적색편이 흡수는 0.68입니다.