Перегляд вихідного коду сторінки Червоний зсув

{{unibox}}
'''Червоний зсув'''&nbsp; або '''зміщення'''— зсув [[спектральна лінія|спектральних ліній]] [[хімічний елемент|хімічних елементів]] у [[червоний]] (довгохвильовий) бік. Є проявом [[ефект Доплера|ефекту Доплера]] у [[світло|видимому]] [[електромагнітне випромінювання|електромагнітному]] діапазоні.

Кожен хімічний елемент поглинає або випромінює [[електромагнітні хвилі]] на певних визначених [[частота]]х і, таким чином, утворює неповторну картину з ліній (спектр), що застосовується в [[спектральний аналіз|спектральному аналізі]]. Якщо об'єкт рухається відносно спостерігача, то внаслідок ефекту Доплера, [[частота]] хвилі змінюється (збільшується, коли об'єкт наближається, чи зменшується, коли об'єкт віддаляється від спостерігача), а спектральні лінії відповідно зсуваються в [[синій колір|синю]] (короткохвильову) або червону (довгохвильову) частину спектра, зберігаючи, однак, своє відносне розташування. Зсув ліній у червоний бік (зумовлений віддаленням об'єкта) називається «червоним зсувом».

Найчастіше термін «червоний зсув» використовують для позначення двох явищ:
* [[Гравітаційний червоний зсув]]
* [[Космологічний червоний зсув]]

== Історія ==
Історія цієї теми почалася з розвитку в XIX столітті класичної хвильової механіки і дослідження явищ, пов'язаних з [[Ефект Доплера|ефектом Доплера]]. Ефект названий на честь [[Крістіан Доплер|Крістіана Доплера]], який запропонував перше відоме фізичне пояснення цього явища в 1842 році. Гіпотеза була перевірена і підтверджена для [[Звукові хвилі|звукових хвиль]] голландським вченим [[Христофор Бейс-Баллот|Христофором Бейсом Баллотом]] у 1845 році<ref>{{cite book
|title=Beiträge zur fixsternenkunde
|last=Doppler
|first=Christian
|date=1846
|publisher=G. Haase Söhne
|volume=69
|location=Prague
|bibcode=1846befi.book.....D
}}</ref><ref>{{cite book
|url=https://www.springer.com/west/home/medicine/gynecology?SGWID=4-10066-22-46625046-0
|title=Doppler Ultrasound in Obstetrics And Gynecology
|last=Maulik
|first=Dev
|date=2005
|editor2-last=Zalud
|editor2-first=Ivica
|publisher=Springer
|chapter=Doppler Sonography: A Brief History
|isbn=978-3-540-23088-5
|chapter-url=https://books.google.com/books?id=HedeGJms0n4C&q=%22Ballot%22&pg=PA3
|editor1-last=Maulik
|editor1-first=Dev
}}</ref>.

Вперше червоний зсув описав французький фізик [[Арман Іпполіт Луї Фізо|Іпполіт Фізо]] в 1848 році, який вказав на зсув [[Спектральна лінія|спектральних ліній]], що спостерігається в [[зоря]]х, як на наслідок ефекту Доплера. Цей ефект іноді називають «ефектом Доплера&nbsp;— Фізо». У 1868 році британський астроном [[Вільям Гаґґінс]] першим визначив швидкість віддалення зорі від [[Земля|Землі]] за допомогою цього методу<ref name="Huggins">{{cite journal|last=Huggins|first=William|date=1868|title=Further Observations on the Spectra of Some of the Stars and Nebulae, with an Attempt to Determine Therefrom Whether These Bodies are Moving towards or from the Earth, Also Observations on the Spectra of the Sun and of Comet II|journal=[[Philosophical Transactions of the Royal Society of London]]|volume=158|pages=529–564|bibcode=1868RSPT..158..529H|doi=10.1098/rstl.1868.0022}}</ref>. У 1871 році оптичний червоний зсув був підтверджений, коли явище спостерігалося в [[Фраунгоферові лінії|лініях Фраунгофера]] з використанням обертання [[Сонце|Сонця]], близько 0,1 Å в червоному кольорі<ref>{{cite journal|last=Reber|first=G.|date=1995|title=Intergalactic Plasma|journal=[[Astrophysics and Space Science]]|volume=227|issue=1–2|pages=93–96|bibcode=1995Ap&SS.227...93R|doi=10.1007/BF00678069|s2cid=30000639}}</ref>. У 1887 році Фогель і Шейнер відкрили річний ефект Доплера&nbsp;— щорічну зміну доплерівського зсуву зір, розташованих поблизу [[Екліптика|екліптики]], через [[Орбітальна швидкість|орбітальну швидкість]] Землі. У 1901 році [[Бєлопольський Аристарх Аполлонович|Аристарх Білопольський]] перевірив оптичний червоний зсув в лабораторії за допомогою системи обертових дзеркал<ref>{{cite book
|title=A History of Astronomy
|last=Pannekoek
|first=A.
|date=1961
|publisher=Dover
|page=451
|isbn=978-0-486-65994-7
}}</ref><ref>{{cite journal|last=Bélopolsky|first=A.|date=1901|title=On an Apparatus for the Laboratory Demonstration of the Doppler-Fizeau Principle|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1901-01_13_1/page/15|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=13|page=15|bibcode=1901ApJ....13...15B|doi=10.1086/140786|doi-access=free}}</ref>.

Починаючи зі спостережень 1912 року, [[Весто Слайфер]] виявив, що більшість [[Спіральні галактики|спіральних галактик]], які тоді вважалися спіральними туманностями, мають значні червоні зміщення. Слайфер вперше повідомив про свої вимірювання в першому томі «Бюлетеня [[Ловеллівська обсерваторія|обсерваторії Лоуелла]]»<ref>{{cite journal|last=Slipher|first=Vesto|date=1912|title=The radial velocity of the Andromeda Nebula|journal=[[Lowell Observatory Bulletin]]|volume=1|issue=8|pages=2.56–2.57|bibcode=1913LowOB...2...56S|quote=The magnitude of this velocity, which is the greatest hitherto observed, raises the question whether the velocity-like displacement might not be due to some other cause, but I believe we have at present no other interpretation for it}}</ref>. Через три роки він написав огляд у журналі «Популярна астрономія»<ref>{{cite journal|last=Slipher|first=Vesto|date=1915|title=Spectrographic Observations of Nebulae|url=https://archive.org/details/sim_popular-astronomy_1915-01_23_1/page/21|journal=[[Popular Astronomy (US magazine)|Popular Astronomy]]|volume=23|pages=21–24|bibcode=1915PA.....23...21S}}</ref>. У ньому він стверджує, що<blockquote>...раннє відкриття того, що велика спіраль [[Галактика Андромеди|Андромеди]] має цілком виняткову швидкість −300&nbsp;км/с, показало, що доступні тоді засоби здатні досліджувати не тільки спектри спіралей, а й їхні швидкості<ref>{{cite journal|last=Slipher|first=Vesto|date=1915|title=Spectrographic Observations of Nebulae|url=https://archive.org/details/sim_popular-astronomy_1915-01_23_1/page/22|journal=[[Popular Astronomy (US magazine)|Popular Astronomy]]|volume=23|page=22|bibcode=1915PA.....23...21S}}</ref>.</blockquote>Слайфер повідомив про швидкості 15 спіральних туманностей, розташованих по всій [[Небесна сфера|небесній сфері]], і всі вони, окрім трьох, мали спостережувані «позитивні» (тобто рецесійні) швидкості. Згодом [[Едвін Габбл]] виявив приблизний зв'язок між червоними зсувами таких «туманностей» і відстанями до них, сформулювавши свій однойменний [[Закон Габбла — Леметра|закон Габбла]]<ref>{{cite journal|last=Hubble|first=Edwin|date=1929|title=A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae|journal=[[Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America]]|volume=15|issue=3|pages=168–173|bibcode=1929PNAS...15..168H|doi=10.1073/pnas.15.3.168|pmc=522427|pmid=16577160|doi-access=free}}</ref>. {{Не перекладено|Мілтон Юмасон|Мілтон Юмасон|en|Milton L. Humason}} працював над цими спостереженнями разом із Габблом<ref>{{Cite web|url=https://imagine.gsfc.nasa.gov/educators/programs/cosmictimes/online_edition/1929/expanding.html|title=Universe is Expanding|date=2017-12-08|access-date=2023-09-06}}</ref>. Ці спостереження підтвердили роботу [[Фрідман Олександр Олександрович|Олександра Фрідмана]] 1922 року, в якій він вивів [[Рівняння Фрідмана|рівняння Фрідмана-Леметра]]<ref>{{cite journal|last=Friedman|first=A. A.|date=1922|title=Über die Krümmung des Raumes|journal=[[Zeitschrift für Physik]]|volume=10|issue=1|pages=377–386|bibcode=1922ZPhy...10..377F|doi=10.1007/BF01332580|s2cid=125190902}} English translation in {{cite journal|last=Friedman|first=A.|date=1999|title=On the Curvature of Space|url=https://archive.org/details/sim_general-relativity-and-gravitation_1999-12_31_12/page/1991|journal=[[General Relativity and Gravitation]]|volume=31|issue=12|pages=1991–2000|bibcode=1999GReGr..31.1991F|doi=10.1023/A:1026751225741|s2cid=122950995}})</ref>. Сьогодні вони вважаються вагомим доказом [[розширення Всесвіту]] і [[Великий вибух|теорії Великого вибуху]]<ref name="Eddington2">This was recognized early on by physicists and astronomers working in cosmology in the 1930s. The earliest layman publication describing the details of this correspondence is {{cite book
|url=https://archive.org/details/in.ernet.dli.2015.220736
|title=The Expanding Universe: Astronomy's 'Great Debate', 1900–1931
|last=Eddington
|first=Arthur
|date=1933
|publisher=[[Cambridge University Press]]
|author-link=Arthur Eddington
}} (Reprint: {{ISBN|978-0-521-34976-5}})</ref>.

== Вимірювання та інтерпретація ==
[[Видиме світло|Спектр]] світла, що виходить від джерела, можна виміряти. Щоб визначити червоне зміщення, шукають у спектрі такі особливості, як [[Спектральна лінія поглинання|лінії поглинання]], [[Спектральна лінія|лінії випромінювання]] або інші зміни інтенсивності світла. Якщо ці особливості знайдено, їх можна порівняти з відомими особливостями спектру різних хімічних сполук, виявленими в експериментах, де ця сполука знаходиться на Землі. Дуже поширеним [[Хімічний елемент|атомним елементом]] у космосі є [[водень]]<ref>{{Cite web|title=Hydrogen and Helium {{!}} StarDate Online|url=https://stardate.org/astro-guide/hydrogen-and-helium#:~:text=Hydrogen%20is%20an%20element,%20usually,created%20in%20the%20Big%20Bang.|website=stardate.org|accessdate=2023-11-22|archive-date=2023-08-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20230819052224/https://stardate.org/astro-guide/hydrogen-and-helium#:~:text=Hydrogen%20is%20an%20element,%20usually,created%20in%20the%20Big%20Bang.|url-status=dead}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20230819052224/https://stardate.org/astro-guide/hydrogen-and-helium#:~:text=Hydrogen%20is%20an%20element,%20usually,created%20in%20the%20Big%20Bang. |date=2023-08-19 }}</ref>. Спектр спочатку безбарвного світла, пропущеного крізь водень, покаже характерний для водню спектр, який має особливості через певні проміжки часу. Якщо у спектрі, отриманому від віддаленого джерела, спостерігається такий самий патерн інтервалів, але зі зміщеними довжинами хвиль, його також можна ідентифікувати як водень. Якщо в обох спектрах спостерігається однакова спектральна лінія, але на різних довжинах хвиль, то червоне зміщення можна обчислити, використовуючи таблицю (Розрахунок червоного зсуву, <math>z</math>).

Для визначення червоного зміщення об'єкта в такий спосіб потрібен діапазон частот або довжин хвиль. Щоб обчислити червоне зміщення, потрібно знати довжину хвилі випромінюваного світла в системі спокою джерела: іншими словами, довжину хвилі, яку виміряв би спостерігач, що перебуває поруч із джерелом і рухається разом з ним<ref name=":0">{{Cite web|title=Redshift|url=https://lco.global/spacebook/light/redshift/|website=lco.global|accessdate=2023-11-22|language=en}}</ref>. Оскільки в астрономічних застосуваннях це вимірювання не може бути зроблене безпосередньо, оскільки це вимагало б подорожі до далекої зорі, яка нас цікавить, замість цього використовується метод з використанням спектральних ліній. Червоне зміщення не можна обчислити, дивлячись на неідентифіковані об'єкти, частота яких невідома або на спектр, який не має особливостей; чи на [[білий шум]], випадкові коливання ([[Флуктуація (фізика)|флуктуації]]) у спектрі<ref>See, for example, this 25 May 2004 [http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/swift/about_swift/redshift.html press release] from [[NASA]]'s [[Swift Gamma-Ray Burst Mission|Swift]] [[space telescope]] that is researching [[Gamma-ray burst|gamma-ray bursts]]: «Measurements of the gamma-ray spectra obtained during the main outburst of the GRB have found little value as redshift indicators, due to the lack of well-defined features. However, optical observations of GRB afterglows have produced spectra with identifiable lines, leading to precise redshift measurements.»</ref>.

=== Числова характеристика ===
Червоне зміщення можна охарактеризувати відносною різницею між спостережуваною і випромінюваною довжиною хвилі (або частотою) об'єкта. В астрономії прийнято позначати цю зміну безрозмірною величиною z<ref name="aes">{{А-Е-С|Астрономічна одиниця|36|a1}}</ref>.
{| class="wikitable" style="margin:auto;"
|+'''Розрахунок червоного зсуву, <math>z</math>'''
!'''На основі довжини хвилі'''
!'''На основі частоти'''
|- align="center"
|<math>z = \frac{\lambda_{\mathrm{obsv}} - \lambda_{\mathrm{emit}}}{\lambda_{\mathrm{emit}}}</math>
|<math>z = \frac{f_{\mathrm{emit}} - f_{\mathrm{obsv}}}{f_{\mathrm{obsv}}}</math>
|- align="center"
|<math>1+z = \frac{\lambda_{\mathrm{obsv}}}{\lambda_{\mathrm{emit}}}</math>
|<math>1+z = \frac{f_{\mathrm{emit}}}{f_{\mathrm{obsv}}}</math>
|}
де <math> \lambda_{obsv} </math>&nbsp;— довжина хвилі, що спостерігається астрономічними інструментами, <math> \lambda_{emit} </math>&nbsp;— довжина хвилі, що спостерігається в лабораторії (яка повинна бути довжиною хвилі, що насправді випромінюється джерелом), а {{Math|''f''}}&nbsp;— частоту (зверніть увагу, {{Math|''λf'' {{=}} ''c''}}, де {{Math|''c''}}&nbsp;— [[швидкість світла]]).

В астрономічній системі відстаней вживається ''одиниця червоного зсуву'', що є відстанню, на якій [[космологічний червоний зсув]] дорівнює одиниці. Ця відстань становить 1,302773{{e|23}} кілометрів{{Джерело?}} (або 1,302773{{e|26}} [[метр]]ів), що є найбільшою позасистемною одиницею відстані після [[парсек]]а.
Після вимірювання z різниця між червоним і синім зміщенням полягає лише в тому, чи є z додатним або від'ємним. Червоні зміщення [[Ефект Доплера|ефекту Доплера]] (z > 0) пов'язані з об'єктами, що віддаляються від спостерігача, при цьому світло зміщується до нижчих [[Енергія|енергій]]<ref name=":0" />. Аналогічно, гравітаційний червоний зсув пов'язаний зі світлом, випромінюваним джерелом, що перебуває в сильнішому [[Гравітаційне поле|гравітаційному полі]], яке спостерігається в слабшому гравітаційному полі. У загальній теорії відносності можна вивести кілька важливих формул для особливих випадків для червоного зсуву в певних геометріях простору-часу, як підсумовано в наступній таблиці. У всіх випадках величина зсуву (значення {{Math|''z''}}) не залежить від довжини хвилі<ref name="basicastronomy3">See Binney and Merrifeld (1998), Carroll and Ostlie (1996), Kutner (2003) for applications in astronomy.</ref>.

{| class="wikitable" style="max-width:1000px;"
|+Основні формули червоного зсуву
!Тип червоного зсуву
!Геометрія
!Формула<ref>Where z = redshift; v<sub>||</sub> = [[velocity]] parallel to line-of-sight (positive if moving away from receiver); c = [[speed of light]]; ''γ'' = [[Lorentz factor]]; ''a'' = [[Scale factor (Universe)|scale factor]]; G = [[gravitational constant]]; M = object [[mass]]; r = [[Schwarzschild coordinates|radial Schwarzschild coordinate]], g<sub>tt</sub> = t, t component of the [[metric tensor]]</ref>
|-
|Релятивістський ефект Доплера
|[[Простір Мінковського]]
(плоский простір-час)
|Для руху в радіальному напрямку:

: <math>1 + z = \gamma \left(1 + \frac{v_{\parallel}}{c}\right) = \sqrt{\frac{1+\frac{v_{\parallel}}{c}}{1-\frac{v_{\parallel}}{c}}}</math>
: <math>z \approx \frac{v_{\parallel}}{c}</math> для&nbsp;малих <math>v_{\parallel}</math>

Для руху в поперечному напрямку:

: <math>1 + z=\frac{1}{\sqrt{1-\frac{v_\perp^2}{c^2}}}</math>
: <math>z \approx \frac{1}{2} \left( \frac{v_{\perp}}{c} \right)^2</math> для&nbsp;малого <math>v_{\perp}</math>
|-
|[[Закон Габбла — Леметра|Космологічний червоний зсув]]
|[[Метрика Фрідмана — Леметра — Робертсона — Вокера|Простір-час Фрідмана — Леметра — Робертсона — Вокера (FLRW)]]
(розширення Всесвіту після Великого Вибуху)
|
: <math>1 + z = \frac{a_{\mathrm{now}}}{a_{\mathrm{then}}}</math>

[[Закон Габбла — Леметра|Закон Габбла]] :

: <math>z \approx \frac{H_0 D}{c}</math> для <math>D \ll \frac{c}{H_0}</math>
|-
|[[Гравітаційне червоне зміщення|Гравітаційний червоний зсув]]
|будь-який стаціонарний простір-час
|
: <math>1 + z = \sqrt{\frac{g_{tt}(\text{receiver})}{g_{tt}(\text{source})}}</math>

Для [[Метрика Шварцшильда|геометрії Шварцшильда]]:

: <math>1 + z = \sqrt{\frac{1 - \frac{r_S}{r_{\text{receiver}}}}{1 - \frac{r_S}{r_{\text{source} }}}} = \sqrt{\frac{1 - \frac{2GM}{ c^2 r_{\text{receiver}}}}{1 - \frac{2GM}{ c^2 r_{\text{source} }}}} </math>

: <math>z \approx \frac{1}{2} \left( \frac{r_S}{r_\text{source}} - \frac{r_S}{r_\text{receiver}} \right)</math> для <math>r \gg r_S</math>

У формулюванні [[Друга космічна швидкість|другої космічної швидкості]]:

: <math>z \approx \frac{1}{2} \left(\frac{v_\text{e}}{c}\right)_\text{source}^2 - \frac{1}{2} \left(\frac{v_\text{e}}{c}\right)_\text{receiver}^2 </math>

для <math>v_\text{e} \ll c</math>
|}

=== Ефект Доплера ===
[[Файл:Redshift blueshift.svg|міні|Червоне зміщення і синє зміщення]]
[[Файл:Suzredshift.gif|міні|[[Ефект Доплера]]: жовта куля (λ~575 [[Нанометр|нм]]) виглядає зеленуватою (блакитне зміщення до ''λ''&nbsp;= ~565&nbsp;нм), коли наближається до спостерігача, та помаранчевою (червоне зміщення до ''λ'' = ~585&nbsp;нм), коли віддаляється. Щоб спостерігати таку зміну кольору, об'єкт мав би рухатися зі швидкістю приблизно 5200&nbsp;км/с, або приблизно в 32 рази швидше, ніж рекорд швидкості для [[Parker Solar Probe|найшвидшого космічного зонда]].]]
Якщо джерело світла віддаляється від спостерігача, то виникає червоне зміщення ({{Math|''z'' > 0}}); якщо джерело рухається до спостерігача, то відбувається синє зміщення ({{Math|''z'' < 0}}). Це справедливо для всіх електромагнітних хвиль і пояснюється [[Ефект Доплера|ефектом Доплера]]. Якщо джерело віддаляється від спостерігача зі [[Швидкість|швидкістю]] {{Math|''v''}}, яка набагато менша за швидкість світла ({{Math|''v'' ≪ ''c''}}), червоне зміщення визначається як:

: <math>z \approx \frac{v}{c}</math> (оскільки <math>\gamma \approx 1</math>), де {{Math|''c''}}&nbsp;— [[швидкість світла]].

Для більш повного розгляду доплерівського червоного зміщення необхідно враховувати релятивістські ефекти, пов'язані з рухом джерел, близьких до швидкості світла. Об'єкти, що рухаються зі швидкістю, близькою до швидкості світла, відчуватимуть відхилення від наведеної вище формули через [[Релятивістське уповільнення часу|уповільнення часу]] [[Спеціальна теорія відносності|спеціальної теорії відносності]], яке можна виправити, ввівши [[фактор Лоренца]] {{Math|''γ''}} у класичну формулу Доплера наступним чином (для руху в радіальному напрямку):

: <math>1 + z = \left(1 + \frac{v}{c}\right) \gamma.</math>

https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/79c2489cb67179db42f3f7dbc3f60d08ac91a0c9

Це явище вперше спостерігали в експерименті 1938 року, проведеному Гербертом Е.&nbsp;Айвзом і Г.&nbsp;Р.&nbsp;Стілвеллом, який отримав назву експерименту Айвза–Стілвелла<ref>{{Cite journal|last=Ives|first=H.|last2=Stilwell|first2=G.|year=1938|title=An Experimental study of the rate of a moving atomic clock|journal=Journal of the Optical Society of America|volume=28|issue=7|pages=215–226|bibcode=1938JOSA...28..215I|doi=10.1364/josa.28.000215}}</ref>.

Оскільки фактор Лоренца залежить лише від модуля швидкості, релятивістське червоне зміщення не залежить від напрямку руху джерела. На відміну від цього, класична частина формули залежить від [[Проєкція вектора|проекції]] руху джерела на радіальний напрямок, що дає різні результати для різних орієнтацій. Якщо {{Math|''θ''}}&nbsp;— кут між напрямком відносного руху та напрямком випромінювання в системі спостерігача<ref>{{Cite book
|title=Special Relativity for Beginners
|last=Freund
|first=Jurgen
|date=2008
|publisher=World Scientific
|page=120
|isbn=978-981-277-160-5
}}</ref>, повна форма релятивістського ефекту Доплера виглядає так:

: <math>1+ z = \frac{1 + v \cos (\theta)/c}{\sqrt{1-v^2/c^2}}</math>,

і для руху в радільному напрямку ({{Math|''θ'' {{=}} 0°}}), це рівняння зводиться до:

: <math>1 + z = \sqrt{\frac{1+v/c}{1-v/c}}</math>.

Для особливого випадку, коли світло рухається під [[Прямий кут|прямим кутом]] ({{Math|''θ'' {{=}} 90°}}) до напрямку відносного руху в системі спостерігача<ref>{{Cite book
|title=Light
|last=Ditchburn
|first=R.
|date=1961
|publisher=Dover
|page=329
|isbn=978-0-12-218101-6
}}</ref>, релятивістське червоне зміщення відоме як [[поперечне червоне зміщення]], а червоне зміщення

: <math>1 + z = \frac{1}{\sqrt{1-v^2/c^2}}</math>

вимірюється, навіть якщо об'єкт не віддаляється від спостерігача. Навіть коли джерело рухається до спостерігача, якщо в цьому русі є поперечна складова, то є певна швидкість, при якій розширення просто скасовує очікуване синє зміщення, а при вищій швидкості джерело, що наближається, буде червоне зміщення<ref>See "[http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/phys2100/doppler.htm Photons, Relativity, Doppler shift] {{Webarchive}} " at the University of Queensland</ref>.

=== Розширення простору ===
На початку двадцятого століття Сліфер, Вірц та інші зробили перші вимірювання червоного та фіолетового зміщень галактик за межами [[Чумацький Шлях|Чумацького Шляху]]. Спочатку вони інтерпретували ці червоні та фіолетові зміщення як випадкові рухи, але пізніше Леметр (1927) і Габбл (1929), використовуючи попередні дані, виявили приблизно лінійну кореляцію між збільшенням червоних зміщень галактик і відстанями до них. Леметр зрозумів, що ці спостереження можна пояснити механізмом створення червоних зміщень, які можна побачити в рішеннях Фрідмана рівнянь [[Загальна теорія відносності|загальної теорії відносності]] [[Рівняння Ейнштейна|Ейнштейна]] . Кореляція між червоним зміщенням і відстанями виникає в усіх моделях розширення<ref name="Eddington">This was recognized early on by physicists and astronomers working in cosmology in the 1930s. The earliest layman publication describing the details of this correspondence is {{Cite book
|url=https://archive.org/details/in.ernet.dli.2015.220736
|title=The Expanding Universe: Astronomy's 'Great Debate', 1900–1931
|last=Eddington
|first=Arthur
|authorlink1=Arthur Eddington
|date=1933
|publisher=[[Cambridge University Press]]
}} (Reprint: {{ISBN|978-0-521-34976-5}})</ref>.

Це [[Закон Габбла — Леметра|космологічне червоне зміщення]] зазвичай пояснюють розтягуванням довжин хвиль фотонів, що поширюються в просторі, який розширюється. Однак таке тлумачення може ввести в оману; Розширення простору є лише вибором [[Умови координат|координат]] і тому не може мати фізичних наслідків. Космологічне червоне зміщення більш природно інтерпретувати як доплерівський зсув, що виникає через віддалення далеких об'єктів<ref name="Hogg">{{Cite journal|last=Bunn|first=E. F.|last2=Hogg|first2=D. W.|year=2009|title=The kinematic origin of the cosmological redshift|journal=American Journal of Physics|volume=77|issue=8|pages=688–694|arxiv=0808.1081|bibcode=2009AmJPh..77..688B|doi=10.1119/1.3129103}}</ref>.

Спостережні наслідки цього ефекту можна отримати за допомогою [[Метрика Фрідмана — Леметра — Робертсона — Вокера|рівнянь]] із [[Загальна теорія відносності|загальної теорії відносності]], які описують [[Космологічний принцип|однорідний та ізотропний Всесвіт]]. Таким чином, космологічне червоне зміщення можна записати як функцію {{Math|''a''}}, залежного від часу космологічного [[Космологічний масштабний фактор|масштабного фактора]] :

: <math>1+z = \frac{a_\mathrm{now}}{a_\mathrm{then}}</math>

У Всесвіті, що розширюється, масштабний коефіцієнт [[Монотонна функція|монотонно зростає]] з плином часу, отже, {{Math|''z''}} додатне, і віддалені галактики виглядають зміщуються в червоний спектр.

Використовуючи модель розширення Всесвіту, червоне зміщення можна пов'язати з віком спостережуваного об'єкта, так зване ''співвідношення [[космічний час]]&nbsp;— червоне зміщення''. Позначимо коефіцієнт густини як {{Math|Ω<sub>0</sub>}}:

: <math>\Omega_0 = \frac {\rho}{ \rho_\text{crit}} \, </math>,

де {{Math|''ρ''<sub>crit</sub>}}&nbsp;— критична густина, що розмежовує Всесвіт, який із часом розпадається, від Всесвіту, який просто розширюється. Ця густина становить близько трьох атомів водню на кубічний метр простору<ref name="Weinberg">{{Cite book
|title=The First Three Minutes: A Modern View of the Origin of the Universe
|last=Weinberg
|first=Steven
|date=1993
|publisher=Basic Books
|edition=2nd
|page=34
|isbn=9780-465-02437-7
}}</ref>. При великих червоних зміщеннях {{Math|''1 + z'' > Ω<sub>0</sub><sup>−1</sup>}}, отримуємо рівняння:

: <math> t(z) \approx \frac {2}{3 H_0 {\Omega_0}^{1/2} (1+ z )^{3/2}} \, </math>,

де {{Math|''H''<sub>0</sub>}}&nbsp;— сучасна [[Закон Габбла — Леметра|стала Габбла]], а {{Math|''z''}}&nbsp;— червоне зміщення<ref name="Bergström">{{Cite book
|url=https://books.google.com/books?id=CQYu_sutWAoC&pg=PA77
|title=Cosmology and Particle Astrophysics
|last=Bergström
|first=Lars
|authorlink1=Lars Bergström (physicist)
|last2=Goobar
|first2=Ariel
|authorlink2=Ariel Goobar
|date=2006
|publisher=Springer
|edition=2nd
|page=77, Eq.4.79
|isbn=978-3-540-32924-4
}}</ref><ref name="Longair">{{Cite book
|url=https://books.google.com/books?id=2ARuLT-tk5EC&pg=PA161
|title=Galaxy Formation
|last=Longair
|first=M. S.
|date=1998
|publisher=Springer
|page=161
|isbn=978-3-540-63785-1
}}</ref><ref name="Sanchez">{{Cite book
|title=Current Topics in Astrofundamental Physics
|last=Yu N Parijskij
|date=2001
|editor-last=Sanchez
|editor-first=Norma
|publisher=Springer
|page=223
|chapter=The High Redshift Radio Universe
|isbn=978-0-7923-6856-4
}}</ref>.

=== Гравітаційне червоне зміщення ===
Згідно [[Загальна теорія відносності|загальної теорії відносності]] існує затримка часу в межах гравітаційного поля. Це відоме як [[гравітаційне червоне зміщення]] або ''зсув Ейнштейна''<ref>{{Cite journal|last=Chant|first=C. A.|date=1930|title=Notes and Queries (Telescopes and Observatory Equipment – The Einstein Shift of Solar Lines)|url=https://archive.org/details/sim_journal-of-the-royal-astronomical-society-of-canada_1930-10_24_8/page/390|journal=[[Journal of the Royal Astronomical Society of Canada]]|volume=24|page=390|bibcode=1930JRASC..24..390C}}</ref>. Теоретичний висновок цього ефекту випливає з [[Метрика Шварцшильда|розв'язку Шварцшильда]] [[Рівняння Ейнштейна|рівнянь Ейнштейна]], який дає наступну формулу для червоного зсуву, пов'язаного з фотоном, що рухається в [[Гравітаційне поле|гравітаційному полі]] [[Електричний заряд|незарядженої]], [[Сферична симетрія|сферично симетричної]] маси, що не обертається:

: <math>1+z=\frac{1}{\sqrt{1-\frac{2GM}{rc^2}}}</math>,

де:
* {{Math|''G''}}&nbsp;— [[гравітаційна стала]],
* {{Math|''M''}}&nbsp;— [[маса]] об'єкту, що створює гравітаційне поле,
* {{Math|''r''}}&nbsp;— радіальна координата джерела (що аналогічно до класичної відстані до центру об'єкту, а насправді&nbsp;— [[Метрика Шварцшильда|координати Шварцшильда]]), і
* {{Math|''c''}}&nbsp;— [[швидкість світла]].

Цей результат гравітаційного червоного зміщення можна отримати з припущень [[Спеціальна теорія відносності|спеціальної теорії відносності]] та [[Принцип еквівалентності|принципу еквівалентності]]<ref>{{Cite journal|last=Einstein|first=A.|author-link=Albert Einstein|date=1907|title=Über das Relativitätsprinzip und die aus demselben gezogenen Folgerungen|journal=Jahrbuch der Radioaktivität und Elektronik|volume=4|pages=411–462|bibcode=1908JRE.....4..411E}} See p. 458 ''The influence of a gravitational field on clocks''</ref>.

Ефект дуже незначний, але його можна виміряти на Землі за допомогою [[Ефект Мессбауера|ефекту Мессбауера]], і вперше його спостерігали в [[Експеримент Паунда і Ребки|експерименті Паунда-Ребки]]<ref>{{Cite journal|last=Pound|first=R.|last2=Rebka|first2=G.|date=1960|title=Apparent Weight of Photons|journal=Physical Review Letters|volume=4|issue=7|pages=337–341|bibcode=1960PhRvL...4..337P|doi=10.1103/PhysRevLett.4.337|doi-access=free}}. This paper was the first measurement.</ref>. Проте воно є значним поблизу [[Чорна діра|чорної діри]], і коли об'єкт наближається [[Горизонт подій|до горизонту подій,]] червоне зміщення стає нескінченним. Це також головна причина великих кутових коливань температури в [[Реліктове випромінювання|космічному мікрохвильовому фоновому]] випромінюванні (див. [[Ефект Сакса — Вольфа|ефект Сакса–Вольфа]])<ref>{{Cite journal|last=Sachs|first=R. K.|author-link=Rainer K. Sachs|last2=Wolfe|first2=A. M.|author-link2=Arthur M. Wolfe|date=1967|title=Perturbations of a cosmological model and angular variations of the cosmic microwave background|journal=Astrophysical Journal|volume=147|issue=73|page=73|bibcode=1967ApJ...147...73S|doi=10.1086/148982}}</ref>.

== Спостереження в астрономії ==
[[Файл:Look-back_time_by_redshift.png|посилання=https://en.wikipedia.org/wiki/File:Look-back_time_by_redshift.png|міні|227x227пкс|Час огляду позагалактичних спостережень за їхнім червоним зміщенням до z=20. Існують сайти для обчислення багатьох таких фізичних мір за червоним зміщенням<ref name="UCLA-20152">{{cite web|url=http://www.astro.ucla.edu/~wright/ACC.html|title=UCLA Cosmological Calculator|author=Staff|date=2015|work=[[UCLA]]|access-date=6 серпня 2022}} Light travel distance was calculated from redshift value using the UCLA Cosmological Calculator, with parameters values as of 2015: H<sub>0</sub>=67.74 and Omega<sub>M</sub>=0.3089 (see Table/Planck2015 at [[Lambda-CDM model#Parameters|«Lambda-CDM model#Parameters»]])</ref><ref name="UCLA-20182">{{cite web|url=http://www.astro.ucla.edu/~wright/ACC.html|title=UCLA Cosmological Calculator|author=Staff|date=2018|work=[[UCLA]]|access-date=6 серпня 2022}} Light travel distance was calculated from redshift value using the UCLA Cosmological Calculator, with parameters values as of 2018: H<sub>0</sub>=67.4 and Omega<sub>M</sub>=0.315 (see Table/Planck2018 at [[Lambda-CDM model#Parameters|«Lambda-CDM model#Parameters»]])</ref><ref name="ICRAR-20222">{{cite web|url=https://cosmocalc.icrar.org/|title=ICRAR Cosmology Calculator|author=Staff|date=2022|work=[[Вентспілський міжнародний радіоастрономічний центр]]|access-date=6 серпня 2022}} ICRAR Cosmology Calculator&nbsp;— Set H<sub>0</sub>=67.4 and Omega<sub>M</sub>=0.315 (see Table/Planck2018 at [[Lambda-CDM model#Parameters|«Lambda-CDM model#Parameters»]])</ref><ref name="KEMP-20222">{{cite web|url=https://www.kempner.net/cosmic.php|title=KEMPNER Cosmology Calculator|last=Kempner|first=Joshua|date=2022|work=Kempner.net|access-date=6 серпня 2022}} KEMP Cosmology Calculator&nbsp;— Set H<sub>0</sub>=67.4, Omega<sub>M</sub>=0.315, and Omega<sub>Λ</sub>=0.6847 (see Table/Planck2018 at [[Lambda-CDM model#Parameters|«Lambda-CDM model#Parameters»]])</ref>.]]
Червоне зміщення, яке спостерігається в астрономії, можна виміряти, оскільки спектри [[Емісійний спектр|випромінювання і поглинання атомів]] добре відомі і відкалібровані за допомогою спектроскопічних експериментів в лабораторіях на [[Земля|Землі]]. Коли вимірюють червоне зміщення різних ліній поглинання і випромінювання від одного [[Астрономічний об'єкт|астрономічного об'єкта]], виявляється, що величина z є на диво постійною. Хоча віддалені об'єкти можуть бути дещо розмитими, а лінії розширеними, це не більше, ніж можна пояснити [[Кінетична теорія|тепловим]] або механічним [[рух]]ом джерела. З цих та інших причин астрономи сходяться на думці, що червоні зміщення, які вони спостерігають, зумовлені певною комбінацією трьох встановлених форм доплерівських червоних зміщень. Альтернативні гіпотези і пояснення червоного зміщення, такі як «[[втомлене світло]]», зазвичай не вважаються правдоподібними<ref>{{Cite news|title=Timescale Stretch Parameterization of Type Ia Supernova B-Band Light Curves|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/322460/meta|work=The Astrophysical Journal|date=2001-09-01|accessdate=2023-11-23|issn=0004-637X|doi=10.1086/322460|pages=359|volume=558|issue=1|language=en|first=G.|last=Goldhaber|first2=D. E.|last2=Groom|first3=A.|last3=Kim|first4=G.|last4=Aldering|first5=P.|last5=Astier|first6=A.|last6=Conley|first7=S. E.|last7=Deustua|first8=R.|last8=Ellis|first9=S.|last9=Fabbro}}</ref>.

Спектроскопія, як метод вимірювання, значно складніший, ніж проста [[Фотометрія (астрономія)|фотометрія]], яка вимірює яскравість астрономічних об'єктів через певні фільтри. Коли фотометричні дані&nbsp;— це все, що є доступним (наприклад, знімки [[Hubble Deep Field]] і [[Hubble Ultra Deep Field]] телескопа [[Габбл (телескоп)|Габбл]]), астрономи покладаються на методику вимірювання фотометричних червоних зміщень. Завдяки широкому діапазону довжин хвиль у фотометричних фільтрах і необхідним припущенням про природу спектра джерела світла, [[Похибка вимірювання|похибки таких вимірювань]] можуть сягати ''δz'' = 0,5 і є набагато менш надійними, ніж спектроскопічні визначення. Проте фотометрія дозволяє принаймні якісно охарактеризувати червоне зміщення. Наприклад, якби спектр [[Сонце|Сонця]] мав червоне зміщення z = 1, то він був би найяскравішим в [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоній області]] (1000 нм), а не в синьо-зеленому (500 нм) кольорі, пов'язаному з піком його спектра [[Абсолютно чорне тіло|чорного тіла]], і інтенсивність світла зменшилася б у фільтрі в чотири рази, (1 + z)2. І швидкість підрахунку [[фотон]]ів, і енергія фотонів зміщуються в червоний бік<ref>A pedagogical overview of the K-correction by David Hogg and other members of the [[Sloan Digital Sky Survey|SDSS]] collaboration can be found at: {{cite arXiv |eprint=astro-ph/0210394 |first1=David W. |last1=Hogg |first2=Ivan K. |last2=Baldry |title=The K correction |date=October 2002 |last3=Blanton |first3=Michael R. |last4=Eisenstein |first4=Daniel J. |display-authors=1}}</ref>.

=== Місцеві спостереження ===
У близьких об'єктів (у нашій галактиці [[Чумацький Шлях]]) спостережувані червоні зміщення майже завжди пов'язані зі [[Поширення в прямій видимості|швидкостями на лінії видимості]], що асоціюються зі спостережуваними об'єктами. Спостереження таких червоних і блакитних зміщень дозволили астрономам виміряти [[Швидкість|швидкості]] і визначити маси [[Зоря|зір]], що обертаються по орбіті, у [[Подвійні зорі|спектроскопічних подвійних]]&nbsp;— метод, вперше застосований у 1868 році британським астрономом [[Вільям Гаґґінс|Вільямом Гаґґінсом]]<ref name="Huggins2">{{cite journal|last=Huggins|first=William|date=1868|title=Further Observations on the Spectra of Some of the Stars and Nebulae, with an Attempt to Determine Therefrom Whether These Bodies are Moving towards or from the Earth, Also Observations on the Spectra of the Sun and of Comet II|journal=[[Philosophical Transactions of the Royal Society of London]]|volume=158|pages=529–564|bibcode=1868RSPT..158..529H|doi=10.1098/rstl.1868.0022}}</ref>. Аналогічно, малі червоні і блакитні зміщення, виявлені при спектроскопічних вимірюваннях окремих зір, є одним із способів, за допомогою якого астрономи змогли діагностувати і виміряти наявність і характеристики [[Планетна система|планетних систем]] навколо інших зір, і навіть зробили дуже детальні [[Диференціальні рівняння|диференціальні вимірювання]] червоних зміщень під час планетних транзитів для визначення точних параметрів [[Орбіта|орбіт]]<ref>The [[Exoplanet Tracker]] is the newest observing project to use this technique, able to track the redshift variations in multiple objects at once, as reported in {{cite journal|last1=Ge|first1=Jian|last2=Van Eyken|first2=Julian|last3=Mahadevan|first3=Suvrath|last4=Dewitt|first4=Curtis|last5=Kane|first5=Stephen R.|last6=Cohen|first6=Roger|last7=Vanden Heuvel|first7=Andrew|last8=Fleming|first8=Scott W.|last9=Guo|first9=Pengcheng|display-authors=4|date=2006|title=The First Extrasolar Planet Discovered with a New‐Generation High‐Throughput Doppler Instrument|journal=The Astrophysical Journal|volume=648|issue=1|pages=683–695|arxiv=astro-ph/0605247|bibcode=2006ApJ...648..683G|doi=10.1086/505699|last10=Henry|first10=Gregory W.|last11=Schneider|first11=Donald P.|last12=Ramsey|first12=Lawrence W.|last13=Wittenmyer|first13=Robert A.|last14=Endl|first14=Michael|last15=Cochran|first15=William D.|s2cid=13879217|last16=Ford|first16=Eric B.|last17=Martin|first17=Eduardo L.|last18=Israelian|first18=Garik|last19=Valenti|first19=Jeff|last20=Montes|first20=David}}</ref>[[Орбіта|.]] Детальні вимірювання червоних зміщень використовуються в [[Геліосейсмологія|геліосейсмології]] для визначення точних рухів [[Фотосфера|фотосфери]] Сонця<ref>{{cite journal|last1=Libbrecht|first1=Keng|date=1988|title=Solar and stellar seismology|url=https://authors.library.caltech.edu/104214/1/1988SSRv___47__275L.pdf|journal=Space Science Reviews|volume=47|issue=3–4|pages=275–301|bibcode=1988SSRv...47..275L|doi=10.1007/BF00243557|s2cid=120897051}}</ref>. Червоні зміщення також були використані для перших вимірювань швидкостей обертання планет, швидкостей [[Міжзоряна хмара|міжзоряних хмар]], обертання галактик і динаміки [[Акреція (космос)|акреції]] на [[Нейтронна зоря|нейтронні зорі]] та [[Чорна діра|чорні діри]], які демонструють як [[Ефект Доплера|доплерівське]], так і [[гравітаційне червоне зміщення]]<ref>In 1871 [[Hermann Carl Vogel]] measured the rotation rate of [[Venus]]. [[Vesto Slipher]] was working on such measurements when he turned his attention to spiral nebulae.</ref><ref>An early review by [[Jan Hendrik Oort|Oort, J. H.]] on the subject: {{cite journal|last=Oort|first=J. H.|date=1970|title=The formation of galaxies and the origin of the high-velocity hydrogen|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=7|page=381|bibcode=1970A&A.....7..381O}}</ref><ref name="basicastronomy">See Binney and Merrifeld (1998), Carroll and Ostlie (1996), Kutner (2003) for applications in astronomy.</ref><ref>{{cite journal|last=Asaoka|first=Ikuko|date=1989|title=X-ray spectra at infinity from a relativistic accretion disk around a Kerr black hole|journal=Publications of the Astronomical Society of Japan|volume=41|issue=4|pages=763–778|bibcode=1989PASJ...41..763A}}</ref>. Крім того, температури різних об'єктів, що випромінюють і поглинають, можна отримати, вимірюючи [[доплерівське розширення]]&nbsp;— червоні і сині зсуви на одній лінії випромінювання або поглинання<ref>{{cite book
|title=Radiative Processes in Astrophysics
|last1=Rybicki
|first1=G. B.
|last2=Lightman
|first2=A. R.
|year=1979
|publisher=John Wiley & Sons
|page=288
|isbn=0-471-82759-2
}}</ref>. Вимірюючи розширення і зміщення 21-сантиметрової лінії [[Водень|водню]] в різних напрямках, астрономи змогли виміряти швидкості рецесії міжзоряного газу, що, в свою чергу, розкриває криву обертання нашого Чумацького Шляху. Подібні вимірювання були проведені і в інших галактиках, таких як [[Галактика Андромеди|Андромеда]]. Як діагностичний інструмент, вимірювання червоного зміщення є одним з найважливіших спектроскопічних вимірювань в астрономії<ref name="basicastronomy2">See Binney and Merrifeld (1998), Carroll and Ostlie (1996), Kutner (2003) for applications in astronomy.</ref>.

=== Позагалактичні спостереження ===
[[Файл:Age_by_redshift.png|посилання=https://en.wikipedia.org/wiki/File:Age_by_redshift.png|ліворуч|міні|Вік Всесвіту в залежності від червоного зміщення від z=5 до 2..<ref name="Pilipenko">S.V. Pilipenko (2013—2021) [[arxiv:1303.5961|"Paper-and-pencil cosmological calculator"]] arxiv:1303.5961, including [https://code.google.com/archive/p/cosmonom/downloads Fortran-90 code] upon which the citing charts and formulae are based.</ref>]]
Найвіддаленіші об'єкти демонструють більші червоні зміщення, що відповідає [[Закон Габбла — Леметра|закону Габбла&nbsp;— Леметра]]. Найбільше спостережуване червоне зміщення, що відповідає найбільшій відстані і найдальшому віддаленню в часі, має [[Реліктове випромінювання|космічне мікрохвильове фонове випромінювання]]; числове значення його червоного зміщення становить близько ''z'' = 1089 (''z'' = 0 відповідає теперішньому часу), і воно показує стан Всесвіту близько 13,8 мільярдів років тому, тобто через 379&nbsp;000 років після початкових моментів Великого Вибуху<ref>{{cite web|title=Cosmic Detectives|url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Cosmic_detectives|publisher=The European Space Agency (ESA)|date=2013-04-02|access-date=2013-04-25}}</ref><ref>An accurate measurement of the cosmic microwave background was achieved by the [[Cosmic Background Explorer|COBE]] experiment. The final published temperature of 2.73 K was reported in this paper: {{cite journal|last1=Fixsen|first1=D. J.|last2=Cheng|first2=E. S.|last3=Cottingham|first3=D. A.|last4=Eplee|first4=R. E. Jr.|last5=Isaacman|first5=R. B.|last6=Mather|first6=J. C.|last7=Meyer|first7=S. S.|last8=Noerdlinger|first8=P. D.|last9=Shafer|first9=R. A.|date=January 1994|title=Cosmic microwave background dipole spectrum measured by the COBE FIRAS instrument|journal=Astrophysical Journal|volume=420|page=445|bibcode=1994ApJ...420..445F|doi=10.1086/173575|last10=Weiss|first10=R.|last11=Wright|first11=E. L.|last12=Bennett|first12=C. L.|last13=Boggess|first13=N. W.|last14=Kelsall|first14=T.|last15=Moseley|first15=S. H.|last16=Silverberg|first16=R. F.|last17=Smoot|first17=G. F.|last18=Wilkinson|first18=D. T.}}. The most accurate measurement as of 2006 was achieved by the [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] experiment.</ref>.

Для галактик, віддалених від [[Місцева група|Місцевої групи]] та сусіднього [[Скупчення Діви]], але в межах тисячі [[Парсек|мегапарсек]] або близько цього, червоне зміщення приблизно пропорційне відстані до галактики. Цю кореляцію вперше помітив [[Едвін Габбл]], і вона стала відомою як [[Закон Габбла — Леметра|закон Габбла]]. [[Весто Слайфер]] першим відкрив галактичні червоні зміщення приблизно в 1912 році, тоді як Габбл співвідніс вимірювання Слайфера з відстанями, які він виміряв іншими способами, щоб сформулювати свій закон. У загальноприйнятій космологічній моделі, заснованій на [[Загальна теорія відносності|загальній теорії відносності]], червоне зміщення є переважно результатом розширення простору: це означає, що чим далі від нас знаходиться [[галактика]], тим більше розширився [[простір-час]], що минув відтоді, як світло покинуло цю галактику, отже, чим більше розтягнулося світло, тим більше воно червоніє, а отже, тим швидше воно віддаляється від нас. Закон Габбла частково випливає з [[Принцип Коперника|принципу Коперника]]<ref name="Peebles-1993">Peebles (1993).</ref>.

Хоча довгий час вважалося, що швидкість розширення постійно зменшувалася з моменту [[Великий вибух|Великого вибуху]], спостереження, починаючи з 1988 року, залежність червоного зміщення від відстані на прикладі [[Наднові типу Ia|наднових типу Ia]] дозволили припустити, що порівняно недавно швидкість [[розширення Всесвіту]] почала прискорюватися<ref>{{cite web|url=https://www.nobelprize.org/uploads/2019/05/popular-physicsprize2011.pdf|title=The Nobel Prize in Physics 2011: Information for the Public|website=nobelprize.org|access-date=2023-06-13}}</ref>.

=== Найбільші червоні зміщення ===
[[Файл:Comoving distance and lookback time (Planck 2018).ua.png|міні|Відстань і час ретроспективного огляду для параметрів космології Планка 2018, від червоних зсувів від 0 до 15, з відстанню (синя суцільна лінія) на лівій осі і часом (помаранчева пунктирна лінія) на правій осі. Зверніть увагу, що час, який пройшов (у гіга роках) від певного червоного зміщення до сьогодні, не збігається з відстанню (у гіга світлових роках), яку світло пройшло б від цього червоного зсуву, через розширення простору за проміжний період.]]
Наразі об'єктами з найбільшими відомими червоними зсувами є галактики та об'єкти, що генерують [[гамма-спалахи]]. Найбільші червоні зсуви визначаються на основі спектроскопічних даних, і найбільшим підтвердженим спектроскопічним червоним зсувам галактики є {{Нп|JADES-GS-z13-0|JADES-GS-z13-0|en|JADES-GS-z13-0}} з червонимзсувом ''z'' = 13,2, що відповідає 300 мільйонам років після Великого Вибуху. Попередній рекорд належав галактиці [[GN-z11]] з червоним зсувом ''z'' = 11,1, що відповідає 400 мільйонам років після Великого вибуху, і галактиці [[UDFy-38135539]] з червоним зсувом ''z'' = 8,6, що відповідає 600 мільйонам років після Великого вибуху. Трохи менш точними є червоні зсуви [[Галактика розриву Лаймана|Лайман-брейк]], найвищим з яких є лінзова галактика A1689-zD1 з червоним зміщенням z = 7,5, а наступним за величиною&nbsp;— ''z'' = 7,0. Найвіддаленішим гамма-спалахом зі спектроскопічним вимірюванням червоного зміщення був {{Нп|GRB 090423|GRB 090423|en|GRB 090423}}, який мав червоний зсув ''z'' = 8,2. Найвіддаленіший відомий [[квазар]] {{Нп|ULAS J1342+0928|ULAS J1342+0928|en|ULAS J1342+0928}}, має червоний зсув ''z'' = 7,54. Найвідоміша [[радіогалактика]] з червоним зсувом ''z'' = 5,72&nbsp;— TGSS1530, а найвідомішим молекулярним матеріалом є виявлення випромінювання [[Молекула|молекули]] CO від квазара SDSS J1148+5251 з червоним зсувом ''z'' = 6,42<ref>{{cite journal|last1=Walter|first1=Fabian|last2=Bertoldi|first2=Frank|last3=Carilli|first3=Chris|last4=Cox|first4=Pierre|last5=Lo|first5=K. Y.|last6=Neri|first6=Roberto|last7=Fan|first7=Xiaohui|last8=Omont|first8=Alain|last9=Strauss|first9=Michael A.|display-authors=4|date=2003|title=Molecular gas in the host galaxy of a quasar at redshift z = 6.42|journal=Nature|volume=424|issue=6947|pages=406–8|arxiv=astro-ph/0307410|bibcode=2003Natur.424..406W|doi=10.1038/nature01821|pmid=12879063|last10=Menten|first10=Karl M.|s2cid=4419009}}</ref>.

Надзвичайно червоні об'єкти (ERO)&nbsp;— це астрономічні джерела випромінювання, які випромінюють енергію в червоній та ближній інфрачервоній частині електромагнітного спектра. Це можуть бути зоряні галактики, які мають великий червоний зсув, що супроводжується почервонінням від проміжного пилу, або це можуть бути еліптичні галактики з великим червоним зсувом і давнішим (а отже, червонішим) зоряним населенням. Об'єкти, які ще червоніші за ERO, називаються гіпер-надзвичайно червоними об'єктами (HERO)<ref>{{cite journal|author=Smail, Ian|author2=Owen, F. N.|author3=Morrison, G. E.|author4=Keel, W. C.|author5=Ivison, R. J.|author6=Ledlow, M. J.|display-authors=4|date=2002|title=The Diversity of Extremely Red Objects|journal=The Astrophysical Journal|volume=581|issue=2|pages=844–864|arxiv=astro-ph/0208434|bibcode=2002ApJ...581..844S|doi=10.1086/344440|s2cid=51737034}}</ref><ref>{{cite journal|author=Totani, Tomonori|author2=Yoshii, Yuzuru|author3=Iwamuro, Fumihide|author4=Maihara, Toshinori|author5=Motohara, Kentaro|display-authors=4|date=2001|title=Hyper Extremely Red Objects in the Subaru Deep Field: Evidence for Primordial Elliptical Galaxies in the Dusty Starburst Phase|journal=The Astrophysical Journal|volume=558|issue=2|pages=L87–L91|arxiv=astro-ph/0108145|bibcode=2001ApJ...558L..87T|doi=10.1086/323619|s2cid=119511017}}</ref>.

[[Реліктове випромінювання]] має червоний зсув ''z'' = 1089, що відповідає віку приблизно 379 000 років після [[Великий вибух|Великого Вибуху]] і власне відстані понад 46 мільярдів [[Світловий рік|світлових років]]<ref name="ly93">{{cite journal|last1=Lineweaver|first1=Charles|last2=Davis|first2=Tamara M.|date=2005|title=Misconceptions about the Big Bang|url=https://archive.org/details/sim_scientific-american_2005-03_292_3/page/36|journal=Scientific American|volume=292|issue=3|pages=36–45|bibcode=2005SciAm.292c..36L|doi=10.1038/scientificamerican0305-36}}</ref>. Перше світло від найстаріших зір [[Зоряне населення|Популяції III]], яке ми ще не спостерігали, незабаром після того, як атоми вперше утворилися і реліктове випромінювання майже повністю перестало поглинатися, може мати червоний зсув у діапазоні 20 < z < 100<ref>{{cite journal|last1=Naoz|first1=S.|last2=Noter|first2=S.|last3=Barkana|first3=R.|date=2006|title=The first stars in the Universe|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters|volume=373|issue=1|pages=L98–L102|arxiv=astro-ph/0604050|bibcode=2006MNRAS.373L..98N|doi=10.1111/j.1745-3933.2006.00251.x|s2cid=14454275}}</ref>. Інші події з високим червоним зсувом, передбачені фізикою, але наразі не спостережувані,&nbsp;— це космічне [[нейтринне реліктове випромінювання]], яке виникло приблизно через дві секунди після Великого вибуху (і має червоний зсув понад <math>z > 10^{10}</math>)<ref>{{cite journal|last1=Lesgourgues|first1=J|last2=Pastor|first2=S|date=2006|title=Massive neutrinos and cosmology|journal=Physics Reports|volume=429|issue=6|pages=307–379|arxiv=astro-ph/0603494|bibcode=2006PhR...429..307L|doi=10.1016/j.physrep.2006.04.001|s2cid=5955312}}</ref>, і [[Гравітаційно-хвильовий фон|фон космічних гравітаційних хвиль]], що випромінюються безпосередньо [[Інфляція (космологія)|інфляцією]] з червоним зсувом понад <math>z > 10^{25}</math><ref>{{cite journal|last1=Grishchuk|first1=Leonid P|date=2005|title=Relic gravitational waves and cosmology|journal=Physics-Uspekhi|volume=48|issue=12|pages=1235–1247|arxiv=gr-qc/0504018|bibcode=2005PhyU...48.1235G|doi=10.1070/PU2005v048n12ABEH005795|s2cid=11957123}}</ref>.
[[Файл:2dfgrs.png|посилання=https://en.wikipedia.org/wiki/File:2dfgrs.png|міні|Відображення даних 2dFGRS]]

=== Дослідження червоного зсуву ===
З появою автоматизованих [[телескоп]]ів і вдосконаленням [[Астроспектроскопія|спектроскопів]] було здійснено низку спільних досліджень, спрямованих на картографування [[Всесвіт]]у в просторі червоного зсуву. Поєднуючи червоний зсув з даними про кутове положення, дослідження червоного зсуву дозволяє скласти тривимірну карту розподілу [[Матерія (фізика)|матерії]] в межах певної ділянки неба. Ці спостереження використовуються для вимірювання властивостей великомасштабної структури Всесвіту. [[Велика стіна CfA2|Велика стіна]], величезне скупчення [[Галактика|галактик]] шириною понад 500 мільйонів [[Світловий рік|світлових років]], є яскравим прикладом великомасштабної структури, яку можна виявити за допомогою спостережень червоного зсуву<ref>{{cite journal|last1=Geller|first1=M. J.|last2=Huchra|first2=J. P.|year=1989|title=Mapping the Universe|journal=Science|volume=246|issue=4932|pages=897–903|bibcode=1989Sci...246..897G|doi=10.1126/science.246.4932.897|pmid=17812575|s2cid=31328798}}</ref>.

Першим дослідженням червоних зсувів було {{Нп|CfA Redshift Survey|CfA Redshift Survey|en|CfA Redshift Survey}}, розпочате в 1977 році, а збір початкових даних завершився в 1982 році<ref>See the CfA website for more details: {{cite web|title=The CfA Redshift Survey|first=John P.|last=Huchra|author-link=John Huchra|publisher=Harvard & Smithsonian Center for Astrophysics|url=https://lweb.cfa.harvard.edu/~dfabricant/huchra/zcat/|access-date=2023-03-20}}</ref>. Пізніше, {{Не перекладено|2dF Galaxy Redshift Survey|2dF Galaxy Redshift Survey|en|2dF Galaxy Redshift Survey}} визначив великомасштабну структуру однієї секції Всесвіту, вимірявши червоні зміщення для понад 220 000 галактик; збір даних було завершено в 2002 році, а остаточний [[набір даних]] було опубліковано 30 червня 2003 року<ref>{{cite journal|last1=Cole|first1=Shaun|author-link=Shaun Cole|last2=Percival|first2=Will J.|last3=Peacock|first3=John A.|last4=Norberg|first4=Peder|last5=Baugh|first5=Carlton M.|last6=Frenk|first6=Carlos S.|last7=Baldry|first7=Ivan|last8=Bland-Hawthorn|first8=Joss|last9=Bridges|first9=Terry|display-authors=4|date=2005|title=The 2dF galaxy redshift survey: Power-spectrum analysis of the final dataset and cosmological implications|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=362|issue=2|pages=505–34|arxiv=astro-ph/0501174|bibcode=2005MNRAS.362..505C|doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09318.x|last10=Cannon|first10=Russell|last11=Colless|first11=Matthew|last12=Collins|first12=Chris|last13=Couch|first13=Warrick|last14=Cross|first14=Nicholas J. G.|last15=Dalton|first15=Gavin|last16=Eke|first16=Vincent R.|last17=De Propris|first17=Roberto|last18=Driver|first18=Simon P.|last19=Efstathiou|first19=George|last20=Ellis|first20=Richard S.|last21=Glazebrook|first21=Karl|last22=Jackson|first22=Carole|last23=Jenkins|first23=Adrian|last24=Lahav|first24=Ofer|last25=Lewis|first25=Ian|last26=Lumsden|first26=Stuart|last27=Maddox|first27=Steve|last28=Madgwick|first28=Darren|last29=Peterson|first29=Bruce A.|last30=Sutherland|first30=Will|last31=Taylor|first31=Keith|s2cid=6906627}} [http://msowww.anu.edu.au/2dFGRS/ 2dF Galaxy Redshift Survey homepage] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070205010241/http://msowww.anu.edu.au/2dFGRS/|date=2007-02-05}}</ref>. Цифровий огляд неба [[Слоанівський цифровий огляд неба|Слоанівським цифровим оглядом]] (SDSS) триває з 2013 року і має на меті виміряти червоні зсуви близько 3 мільйонів об'єктів<ref>{{cite web|url=https://www.sdss3.org/|access-date=2023-03-20|title=SDSS-III|website=www.sdss3.org}}</ref>. SDSS зафіксував червоні зсуви галактик до 0,8 і брав участь у виявленні [[квазар]]ів за межами ''z'' = 6. {{Нп|Дослідження червоних зсувів DEEP2|Дослідження червоних зсувів DEEP2|en|DEEP2 Redshift Survey}} використовує [[Обсерваторія Кека|телескопи Кека]] з новим [[спектрограф]]ом «DEIMOS»; продовження пілотної програми DEEP1, DEEP2 призначене для вимірювання слабких галактик з червоними зсувами 0,7 і вище, і тому планується, що воно стане доповненням до SDSS і 2dF для вимірювання високих червоних зсувів<ref>{{cite conference|title=Science objectives and early results of the DEEP2 redshift survey|first1=Marc|last1=Davis|author2=DEEP2 collaboration|date=2002|conference=Conference on Astronomical Telescopes and Instrumentation, Waikoloa, Hawaii, 22–28 Aug 2002|arxiv=astro-ph/0209419|bibcode=2003SPIE.4834..161D|doi=10.1117/12.457897}}</ref>.

== Джерела ==
{{reflist}}

== Література ==
* {{cite web|url=http://www.femto.com.ua/articles/part_1/1806.html|title=Красное смещение|author=В. Ю. Теребиж|work=Энциклопедия Физики и техники - www.femto.com.ua|archiveurl=https://www.webcitation.org/6HdLniNfr?url=http://www.femto.com.ua/articles/part_1/1806.html|archivedate=2013-06-25|accessdate=2012-05-15|deadurl=no}} {{ref-ru}}
{{Одиниці довжини}}

[[Категорія:Астрофізика]]
[[Категорія:Розширення Всесвіту]]
[[Категорія:Ефект Доплера]]