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赤方偏移

高

よみ方

せきほうへんい

英 語

redshift

説 明

一般に天体の発する光の波長が伸びて観測されることを、赤い側にずれるという意味で赤方偏移という。赤方偏移が起きる原因は三種類あり、それぞれ異なる名前で呼ばれている。
第1は、相手の天体が相対的に観測者から遠ざかっている場合である。このときの赤方偏移はドップラー効果で説明され、これを運動学的赤方偏移と呼ぶ(図1参照)。第2は、重力ポテンシャルに起因するものである。重力ポテンシャルがより深い場所から発せられた光は、観測者に到達するまでに波長が伸びる。これは一般相対性理論の効果で重力赤方偏移と呼ばれ、エネルギー保存則からも理解できる。第3は、宇宙膨張の効果によるものである。十分遠方の天体はすべて赤方偏移を示すが、これを宇宙論的赤方偏移と呼ぶ。これは定性的にドップラー効果として説明することが多いが、厳密にはそうではない。天体を発した光がわれわれ観測者に届く間に、宇宙空間が膨張したために光の波長が伸びたのである(図2)。
宇宙論においては、赤方偏移とは現象を指すよりも、そのズレの大きさを表す赤方偏移パラメータ z の意味で用いられることがほとんどである。このパラメータは、実験室系での静止波長 \lambda_0 のスペクトル線の波長が \lambda_{obs} として観測された場合、その伸び \Delta\lambda と静止波長 \lambda_0 の比で定義される(図3)。赤方偏移パラメータ z は、天体の距離を測る物差しであると同時に、宇宙史の中での時刻(ルックバックタイム宇宙年齢)を測る物差しでもある(図4参照)。青方偏移も参照。

2019年10月02日更新

関連画像

*図1 ドップラー効果による運動学的赤方偏移と青方偏移(ドップラー偏移)
(作成 岡村定矩)
*図2 宇宙論的赤方偏移の概念図 (作成 岡村定矩)
*図3 赤方偏移の定義 (作成 岡村定矩)

*図4 赤方偏移と距離(左)および時間(右)の関係。右図の宇宙年齢の線は、その赤方偏移の天体が宇宙年齢がどの値のときの姿を見せているかを示している。
梅村雅之「宇宙進化と赤方偏移」、シリーズ現代の天文学第4巻、谷口・岡村・祖父江編『銀河I』第2版 5.1節図5.2 (右)と図5.3(左)(日本評論社)