적색편이

물리우주론 왼쪽은 태양의 가시광에서의 스펙트럼이며, 오른쪽은 멀리 떨어져 있으며 우리로부터 멀어져 가고 있는 은하의 스펙트럼이다. 화살표가 나타내는 것처럼 스펙트럼의 검은 흡수선이 긴 파장쪽으로 (붉은색 쪽으로) 치우쳐 있음을 볼 수 있다. **적색편이**(赤色偏移, 레드시프트)는 물체가 내는 빛의 파장이 늘어나 보이는 현상이다. 일반적으로 전자기파의 가시광선 영역에서, 파장이 길수록 (진동수가 작을수록) 붉게 보이기 때문에, 물체의 스펙트럼이 붉은색 쪽으로 치우친다 의미에서 적색(赤色) 편이(偏移)라고 불린다. 적색편이는 여러 원인에 의해 일어나는데, 가장 대표적인 것은 도플러 효과(Doppler effect)에 의한 것이다. 예를 들어, 사이렌을 울리는 소방차가 관측자에게 다가올 때는, 사이렌의 음높이가 높게(단파장) 들리지만, 옆을 지나쳐서 멀어져 갈 때는 반대로 소리가 낮게(장파장) 들리는 것을 느낄 수 있다. 이처럼 빛을 내는 천체가 관측자로부터 멀어지는 경우, 빛의 파장이 길어지게 된다. 우주론적 적색편이(cosmological redshift)는 공간의 팽창 자체 때문에 빛의 파장이 길어지는 현상으로 지구에서 수 백만 - 수십억 광년 만큼 아주 멀리 떨어져 있는 천체들로부터 관측된다. 마지막으로 중력 적색편이 현상(gravitational redshift)은 일반 상대론적 효과로서, 빛이 강한 중력장에서 빠져나오면서 에너지를 잃기 때문에 파장이 길어지는 현상이다. 적색편이의 반대말로 빛의 파장이 줄어들어 보이는 현상은 청색편이(blueshift)라고 하며, 빛을 내는 물체가 관측자에 가까워지거나, 빛이 중력장 안으로 들어갈 때 발생한다. 우리 주위에서 적색 또는 청색편이 현상을 실생활에 응용하는 예로서는 기상관측용 도플러 레이다나 경찰이 속도위반을 단속하는데 쓰는 스피드 건(Radar gun)등이 있지만, 가장 대표적인 적색편이 현상은 주로 천문학에서 천체들의 스펙트럼에서 관측된다. Feynman, Leighton and Sands (1989), Taylor (1992) 같은 물리학 입문서를 참조할 것. Binney & Merrifeld (1998), Carroll & Ostlie (1996), Kutner (2003) 같은 일반 천문학 입문서를 참조할 것.isbn=978-89-378-0466-3 민코프스키 공간에서는 특수상대론의 공식을 이용하면, 관측자 부근에서 움직이고 있는 물체의 적색편이를 계산할 수 있다. 반면 블랙홀 주변처럼 중력이 강한 곳이나 전 우주적 규모에서의 적색편이를 이해하기 위해서는 일반 상대성 이론을 이용해야 한다.Misner, Thorne and Wheeler (1973), Weinberg (1971) 같은 우주론 책을 참고 할 것. 일반적으로 이러한 특수 상대성 이론, 중력적, 또는 우주론적 적색편이 현상은 좌표계의 변환(frame transformation laws)이라는 관점에서 설명된다. 한편 이러한 관측자, 광원의 좌표계 사이의 변환 때문에 생기는 적색편이 외에도, 빛의 산란이나 광학적 효과에 의해 빛의 파장이 변하는 경우도 있는데, 이러한 경우에는 적색 또는 청색편이라는 용어보다는 빛의 복사전달의 관점에서 주로 서술된다. 도플러 효과에 의한 적색편이와 청색편이
# 역사
적색편이의 역사는 19세기 파동역학의 발전과 도플러 효과에 대한 연구로 거슬러 올라간다. 도플러 효과는 1842년에 이 원리를 처음으로 제시한 오스트리아의 과학자 크리스티안 도플러의 이름을 딴 것이다. journal=Prag 도플러는 파동을 내는 물체가 관측자에 대해 움직일 경우, 관측되는 파동의 파장이나 주파수가 달라질 수 있다고 제안했는데, 이 가설은 1845년에 네덜란드의 과학자 Christophorus Buys Ballot이 음파를 이용하여 처음으로 확인하였다. isbn=978-3-540-23088-5 한편 도플러는 이중성의 색깔이 별들의 운동속도 때문에 달리 보인다는 가설을 제시했지만, 실제로 별들의 색깔이 다른 이유는 별의 온도가 다르기 때문이며, 별의 속도는 별빛의 색깔을 바꿀 만큼 크지는 않다. 비록 그의 이중성에 대한 가설은 옳지 않음이 밝혀졌지만, 도플러가 제시한 원리는 현재 천문학에서 천체들의 속도를 측정하는데 널리 사용되고 있다. publisher=University of St Andrews 천문학에서의 도플러 효과에 의한 적색편이는 1848년에 피조(Hippolyte Fizeau)에 의해 처음으로 관측되었다. 그는 별빛의 선스펙트럼의 파장이 변하는 것을 발견했는데, 이 효과는 "도플러-피조 효과"라고 불리기도 한다. 1868년에는 영국의 천문학자 윌리엄 허긴스가 처음으로 지구로부터 멀어지지는 별의 속도를 측정했다. doi=10.1098/rstl.1868.0022 1871년에는 태양의 자전 때문에 프라운호퍼 선들이 약 0.1Å 정도 편이되는 현상이 관측되었다. bibcode=1995Ap&SS.227...93R; 1887년에는 보겔(Vogel)과 샤이너(Scheiner)가 지구의 공전 때문에 별빛의 파장이 1년에 걸쳐 주기적으로 변하는 현상을 발견했다. isbn=0-486-65994-1 1901년에는 Aristarkh Belopolsky가 실험실에서 회전하는 거울을 이용하여 도플러-피조 효과를 재현해냈다. doi=10.1086/140786 적색-편이("red-shift")란 용어가 이음표가 있는 상태로 처음 쓰이게 된 것은 미국의 천문학자 월터 아담스(Walter S. Adams)가 1908년에 "성운의 적색-편이(red-shift)의 본질을 연구하는 방법"이라고 쓰면서부터이다. journal=Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington Reprinted in bibcode=1908ApJ....27...45A 붙여쓴 적색편이("redshift")는 1934년에 드 시터(Willem de Sitter)에 의해 쓰이기 시작했으며, 그 전에는 독일어인 Rotverschiebung이 널리 쓰였던 것으로 보인다. quote=It thus becomes urgent to investigate the effect of the redshift and of the metric of the universe on the apparent magnitude and observed numbers of nebulae of given magnitude 베스토 슬라이퍼는 1912년에 당시에는 '나선 성운'이라고 불리던 은하들이 상당히 큰 적색편이 값을 보인다는 것을 발견했다. 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 bibcode=1915PA.....23...21S 슬라이퍼는 이 논문에서 온 하늘에 고루 분포하는 나선은하들의 속도를 측정했는데, 그 중 3개를 제외하고는 모든 은하가 우리 은하로부터 약 수백 또는 천 km/s의 속도로 멀어지고 있는 것을 발견했다. 이 후에 에드윈 허블은 은하들의 적색편이(속도)와 은하들까지의 거리가 비례한다는 허블의 법칙을 발견하였다.url-status=dead 이러한 발견들은 1922년에 알렉산드르 프리드만이 일반 상대성 이론으로부터 이론적으로 유도한 것처럼 우주가 정적이지 않고 팽창하고 있다는 것을 관측으로 뒷받침하는 것이었다. bibcode = 1922ZPhy...10..377F English translation in bibcode=1999GReGr..31.1991F) 현재 이 발견들은 우주의 팽창과 대폭발 이론을 뒷받침하는 가장 중요한 근거로 받아 들여지고 있다.publisher=Cambridge University Press (Reprint: )
# 적색편이의 측정과 해석
newspaper=ESA/Hubble Press Release 어떤 물체의 적색편이는 그 물체가 내는 빛의 스펙트럼을 얻은 후, 그 스펙트럼에서 이미 알려져 있는 특징들을 그 물체가 정지해 있을 때의 스펙트럼과 비교함으로써 측정할 수 있다. 만약 이 스펙트럼이 방출선 또는 흡수선을 포함하고 있다면, 관측된 선 스펙트럼의 파장과 실험실에서 측정한 움직이지 않는 광원이 내는 파장을 비교함으로써 아래의 표와 같이 적색편이 값을 결정할 수 있다. 예를 들어, 오른쪽 위의 그림에서처럼, 멀리 떨어져 있는 은하의 스펙트럼에서 흡수선(그림에서는 가로로 된 검은띠로 보인다)이 관측되었다고 하자. 이 스펙트럼을 정지해 있는 물체(여기서는 태양)가 내는 스펙트럼과 나란히 비교하면 화살표가 보여주듯이 같은 패턴을 가진 흡수선들 전체가 파장이 긴 쪽으로, 다시 말해 붉은색 쪽으로, 이동해 있음을 볼 수 있다. 이러한 흡수선들은 별들이 내는 빛이 어떤 특정한 원소들로 이루어진 가스천문학에서는 별의 대기라고 부른다.를 통과하면서 그 원소들이 특정 파장의 빛만 선택적으로 흡수하기 때문에 발생한 것이다. 이러한 흡수선들의 패턴이 발견되면, 실험실에서 측정해 두었던 원소의 파장과 비교하여 파장이 길어진 정도를 다음과 같이 계산한다. 적색편이는 광원에서 낸 빛의 파장(또는 주파수)과 관측자가 보는 빛의 파장의 차이를 이용하여 결정할 수 있다. 천문학에서는 다음과 같이 차원이 없는 z라는 값으로 적색편이를 표현한다. 예를 들어 \lambda와 f가 각각 파장과 주파수를 나타낸다고 하고, 첨자인 'obsv'와 'emit'이 관측자(observer)와 광원(emitter)에서 각각 측정된 값을 의미한다고 하면, 아래의 표와 같이 적색편이값(z)이 정의된다. {| class="wikitable" |+ **적색편이 값 z를 계산하는 법** ! **파장을 이용한 계산** !! **주파수를 이용한 계산** |- align=center | z = \frac{\lambda_{\mathrm{obsv - \lambda_{\mathrm{emit{\lambda_{\mathrm{emit | z = \frac{f_{\mathrm{emit - f_{\mathrm{obsv{f_{\mathrm{obsv |- align=center | 1+z = \frac{\lambda_{\mathrm{obsv{\lambda_{\mathrm{emit | 1+z = \frac{f_{\mathrm{emit{f_{\mathrm{obsv |} 도플러 적색편이의 경우 z가 측정되면, 그 부호로써 적색편이인지 청색편이인지 구분할 수 있다. z가 0보다 클 경우는 파장이 원래보다 길어졌으므로, 물체가 멀어지고 있는 적색편이에 해당한다. 반대로 z가 음수일 경우에는 물체가 관측자에게 가까워지는 청색편이에 해당한다. 중력적 적색편이의 경우, z가 양수 일 경우는 빛이 관측자가 위치한 곳 보다 강한 중력장에서 빠져나온 경우를 의미한다. 한편, 우주의 팽창때문에 생기는 우주론적 적색편이의 경우에는 아주 가까이 있는 극소수의 은하들을 제외하고는 거의 모든 은하들에서 파장이 길어지는 적색편이(z > 0) 현상이 관측된다.
# 적색편이 공식
일반상대론을 이용하면, 아래의 표와 같이 여러 가지 특수한 경우의 시공간에 대해 적색편이 공식을 유도할 수 있다. 모든 식에서 적색편이 값(z)은 측정에 사용된 빛의 파장과는 무관하다. {| class="wikitable" |+ **적색편이 요약** ! 적색편이 종류 !! 시공간 !! 공식 z = 적색편이; v|| = 시선방향과 평행한 속도 성분(관측자로부터 멀어지면 0보다 크다); c = 빛의 속도; *γ* = 로렌츠 인자(Lorentz factor; *a* = 척도인자(scale factor); G = 중력상수; M = 물체의 질량; r = 슈바르츠실트 좌표계에서 중심부터의 거리, gtt = metric tensor의 t,t 성분 |- align=center | 상대론적 도플러 효과 || 민코프스키 공간(Minkowski space)
(평탄한 시공간) || 1 + z = \gamma \left(1 + \frac{v_{\parallel{c}\right)
z \approx \frac{v_{\parallel{c} (v가 매우 작은 경우)
1 + z = \sqrt{\frac{1+\frac{v}{c{1-\frac{v}{c (광원이 관측자로부터 시선방향으로 움직일 때)
1 + z=\frac{1}{\sqrt{1-\frac{v^2}{c^2 (광원이 시선방향에 수직으로 움직일 때) |- align=center | 우주론적 적색편이 || FLRW 공간 (팽창하는 우주) || 1 + z = \frac{a_{\mathrm{now{a_{\mathrm{then |- align=center | 중력 적색편이 || 일반적인 정적인 시공간
(예를 들면, 슈바르츠실트 시공간) || 1 + z = \sqrt{\frac{g_{tt}(\text{receiver})}{g_{tt}(\text{source})
1 + z = \sqrt{\frac{1 - \frac{2GM}{ c^2 r_{\text{receiver{1 - \frac{2GM}{ c^2 r_{\text{source} (슈바르츠실트 시공간) |}
## 도플러 효과에 의한 적색편이
도플러효과#상대론적 도플러 효과 만약 광원이 관측자로부터 멀어질 경우, 적색편이가 일어나고(*z* > 0), 반대로 가까워질 경우에는 청색편이가 일어난다(*z* 10^{10}에 해당한다. pages=307–379
## 적색편이 탐사
Rendering of the 2dFGRS data 적색편이 탐사 큰 망원경의 등장과 천문 분광학(astronomical spectroscopy)의 발전 덕분에 근래에 들어 우주 거대구조의 지도를 만드는 '적색편이 탐사'(Redshift Survey)가 활발히 이루어지고 있다. 이러한 적색편이 탐사는 하늘의 일정 부분에 있는 많은 외부은하들의 스펙트럼을 얻고, 그 적색편이를 측정함으로써 은하들이 우주에서 어떻게 분포하는지를 보여주는 작업으로 우주의 지도를 만드는 것에 비견된다. 예를 들어 5억광년의 크기를 가진 만리장성(Great Wall)이라고 불리는 초은하단(supercluster)은 적색편이 탐사를 통해 발견된 최초의 우주 거대구조 중 하나이다. doi=10.1126/science.246.4932.897 최초의 적색편이 탐사는 1977년에 시작되어 1982년에 끝난 CfA 적색편이 탐사(CfA Redshift Survey)이다.See the official CfA website for more details. 2002년에 완료된 2dF 적색편이 탐사는 약 220,000개의 은하들의 적색편이 값을 측정했다.arxiv = astro-ph/0501174 2dF Galaxy Redshift Survey homepage url=https://web.archive.org/web/20070205010241/http://msowww.anu.edu.au/2dFGRS/ 역사상 가장 큰 규모의 적색편이 탐사는 슬론 디지털 전천 탐사(Sloan Digital Sky Survey, SDSS)로서 2013년 현재에도 진행 중이며 약 2백만개의 천체들의 적색편이를 측정했다.SDSS Homepage 구경 2.5m의 망원경을 이용한 SDSS는 일반적인 은하들의 경우 약 적색편이가 0.3-0.4 정도까지 측정이 가능했고, 밝은 천체들의 경우 적색편이가 *z* = 6 이상인 퀘이사들도 발견했다. SDSS는 비교적 가까운 거리의 은하들의 지도를 넓은 영역에 걸쳐 작성한 반면, 켁 망원경을 이용한 DEEP2 적색편이 탐사는 *z* = 0.7 정도의 거리까지 은하들의 적색편이를 측정했다. arxiv=astro-ph/0209419
# 복사 전달이나 광학 효과 때문에 생기는 현상
복사전달(radiative transfer)이나 물리 광학 분야에서 다루어지듯이, 빛이 물질과 상호 작용하고 전파되는 과정에서 빛의 파장 또는 주파수가 변할 수 있다. 이는 기준 좌표계의 변환 때문에 발생하는 적색편이와는 달리, 전파되는 빛(또는 광자)이 물질과 에너지를 주고 받으면서 파장의 변화가 일어난다. 예를 들면, 빛의 산란(scattering) 때문에 파장이 늘어나기도 하고, 전파되고 있는 매질의 굴절률의 바뀌기 때문에 파장이 변하기도 한다. 이러한 현상들을 이를 때 종종 빛이 '적색편이'되었다거나 '청색편이'되었다는 용어를 사용하기도 하지만, 이는 여기서 설명된 적색편이와는 구분되어야 한다. 적색편이는 적색화 현상(reddening)과 혼동되어서는 안 된다. 적색화 현상(천문학에서는 성간적색화)은 파장이 짧은 빛이 파장이 긴 빛보다 쉽게 산란되기 때문에, 광원에서 방출된 여러 파장의 빛 중에서 주로 긴 파장의 빛이 관측자에게 주로 많이 도달하기 때문에 발생한다. 즉 적색편이처럼 광원에서 발생한 모든 스펙트럼 대역의 빛의 파장이 늘어나는 것이 아니라, 짧은 파장의 빛이 더 많이 흡수 또는 산란되어서 광원이 붉게 보이는 현상이다. 즉 광원의 전자기파 스펙트럼 모양이 바뀌는 현상이다. 이러한 적색화 현상의 대표적인 예로서는 해 질 녘 또는 해 뜰 무렵의 노을을 들 수 있다.
## 참고주

# 참고 자료

## 잡지 기사들
* Odenwald, S. & Fienberg, RT. 1993; "Galaxy Redshifts Reconsidered" in *Sky & Telescope* Feb. 2003; pp31–35 * Lineweaver, Charles H. and Tamara M. Davis, "Misconceptions about the Big Bang", *Scientific American*, March 2005.
## 기타 참고 서적
* isbn=978-0-521-51484-2 * isbn=0-691-02565-7 * isbn=0-201-54730-9 * isbn=0-201-51003-0 * isbn = 978-0-387-69199-2 * isbn=0-521-52927-1 * isbn = 0-7167-0344-0 * isbn = 0-691-01933-9 * isbn=0-7167-2327-1 * isbn = 0-471-92567-5