적색편이

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1. 개요
2. 역사
3. 적색편이의 측정과 해석
4. 적색편이 공식
5. 천문학에서의 적색편이
6. 복사 전달이나 광학 효과 때문에 생기는 현상
7. 청색편이 (Blueshift)
참조

1. 개요

적색편이는 빛의 파장이 길어지는 현상으로, 천문학에서 널리 사용되는 개념이다. 19세기 도플러 효과 연구에서 시작되어, 윌리엄 허긴스에 의해 별의 후퇴 속도 측정에 처음 활용되었다. 적색편이는 도플러 효과, 우주 팽창, 중력의 영향을 받아 발생하며, 이를 통해 천체의 속도, 거리, 우주의 팽창 등을 파악할 수 있다. 특히, 허블의 법칙은 우주의 팽창을 뒷받침하는 중요한 증거이며, 우주 마이크로파 배경의 적색편이는 빅뱅 이후 초기 우주의 상태를 보여준다. 적색편이 탐사를 통해 우주의 거대 구조를 연구하며, 청색편이는 적색편이와 반대되는 현상이다.

2. 역사

적색편이의 역사는 19세기 파동역학과 도플러 효과에 대한 연구로 거슬러 올라간다. 크리스티안 도플러는 1842년에 파동을 내는 물체가 관측자에 대해 움직일 경우, 관측되는 파동의 파장이나 주파수가 달라질 수 있다고 제안했다.^[106] 이 가설은 1845년에 네덜란드의 과학자 크리스토퍼르스 바이스 발롯이 음파를 이용하여 처음으로 확인하였다.^[107] 도플러는 이중성의 색깔이 별들의 운동속도 때문에 달리 보인다는 가설을 제시했지만, 실제로 별들의 색깔이 다른 이유는 별의 색온도가 다르기 때문이며, 별의 속도는 별빛의 색깔을 바꿀 만큼 크지는 않다.^[108]

1848년 히폴리트 피조는 별빛의 스펙트럼선 변화를 통해 천문학에서의 도플러 효과를 처음 관측했다. 이 효과는 "도플러-피조 효과"라고 불리기도 한다. 1868년, 영국의 천문학자 윌리엄 허긴스는 지구로부터 멀어지는 별의 속도를 처음으로 측정했다.^[109] 1871년, 태양 자전에 의한 프라운호퍼 선의 편이가 관측되었다.^[110] 1887년, 보겔과 샤이너는 지구 공전에 의한 별빛 파장의 주기적 변화를 발견했다.^[111] 1901년, 아리스타르흐 벨로폴스키는 회전하는 거울을 이용해 실험실에서 도플러-피조 효과를 재현했다.^[112]

"적색-편이(red-shift)"라는 용어는 미국의 천문학자 월터 아담스가 1908년에 처음 사용했다.^[113] 1912년, 베스토 슬라이퍼는 나선 은하들의 큰 적색편이 값을 발견했다.^[115]^[116] 이후 에드윈 허블은 은하들의 적색편이(속도)와 거리가 비례한다는 허블의 법칙을 발견하였다.^[117] 알렉산드르 프리드만은 1922년에 일반 상대성 이론으로부터 우주 팽창을 이론적으로 유도했다.^[118] 이러한 적색편이의 발견은 우주 팽창과 대폭발 이론을 뒷받침하는 중요한 근거로 받아들여진다.^[119]

3. 적색편이의 측정과 해석

어떤 물체의 적색편이는 그 물체가 내는 빛의 스펙트럼을 통해 측정하고 해석할 수 있다. 우선 빛의 스펙트럼에서 이미 알려진 특징들을 물체가 정지해 있을 때의 스펙트럼과 비교한다. 이때, 스펙트럼에 방출선 또는 흡수선이 있다면, 관측된 선 스펙트럼의 파장과 실험실에서 측정한 움직이지 않는 광원의 파장을 비교하여 적색편이 값을 결정할 수 있다.^[120]^[121]

예를 들어, 멀리 떨어진 은하의 스펙트럼에서 흡수선이 관측되었다고 가정해 보자. 이 스펙트럼을 정지해 있는 물체(예: 태양)의 스펙트럼과 비교하면, 흡수선 패턴 전체가 파장이 긴 붉은색 쪽으로 이동해 있음을 알 수 있다. 이러한 흡수선은 별빛이 특정 원소의 가스를 통과하면서 특정 파장의 빛만 선택적으로 흡수되어 발생한다. 따라서 실험실에서 측정한 원소의 파장과 비교하여 파장이 길어진 정도를 계산할 수 있다.

적색편이는 광원에서 낸 빛의 파장(또는 주파수)과 관측자가 보는 빛의 파장의 차이를 이용하여 무차원 값 $z$ 로 표현한다. $\lambda$ 와 $f$ 가 각각 파장과 주파수를 나타내고, 'obsv'와 'emit'이 관측자와 광원에서 측정된 값을 의미하면, 적색편이 값( $z$ )은 다음과 같이 정의된다.

'''적색편이 값 $z$ 를 계산하는 법'''
파장을 이용한 계산	주파수를 이용한 계산
$z = \frac{\lambda_{\mathrm{obsv}} - \lambda_{\mathrm{emit}}}{\lambda_{\mathrm{emit}}}$	$z = \frac{f_{\mathrm{emit}} - f_{\mathrm{obsv}}}{f_{\mathrm{obsv}}}$
$1+z = \frac{\lambda_{\mathrm{obsv}}}{\lambda_{\mathrm{emit}}}$	$1+z = \frac{f_{\mathrm{emit}}}{f_{\mathrm{obsv}}}$

$z$ 값이 측정되면, 그 부호로 적색편이인지 청색편이인지 구분할 수 있다.

$z > 0$ (양수): 파장이 길어져 물체가 멀어지는 경우 (적색편이)
$z < 0$ (음수): 파장이 짧아져 물체가 가까워지는 경우 (청색편이)

중력적 적색편이에서

z

가 양수이면 빛이 강한 중력장에서 빠져나온 경우를 의미한다. 우주론적 적색편이에서는 극소수 은하를 제외한 거의 모든 은하에서 적색편이(

z > 0

) 현상이 관측된다.

4. 적색편이 공식

일반 상대성 이론을 이용하면, 여러 특수한 경우의 시공간에 대해 적색편이 공식을 유도할 수 있다. 모든 경우에서 적색편이 값( $z$ )은 측정에 사용된 빛의 파장과 무관하다.^[122]

적색편이 요약
적색편이 종류	시공간	공식
상대론적 도플러 효과	민코프스키 공간(평탄한 시공간)
우주론적 적색편이	FLRW 공간 (팽창하는 우주)	$1 + z = \frac{a_{\mathrm{now}}}{a_{\mathrm{then}}}$
중력 적색편이	일반적인 정적인 시공간 (예: 슈바르츠실트 계량)

4. 1. 도플러 효과에 의한 적색편이

광원과 관측자의 상대적인 움직임 때문에 생기는 적색편이를 도플러 적색편이라고 부른다. 광원이 관측자로부터 멀어지면 적색편이(''z'' > 0)가 일어나고, 가까워지면 청색편이(''z'' < 0)가 일어난다. 광원의 속도가 빛의 속도(`c`)보다 매우 작을 때 (''v'' ≪ ''c''), 적색편이는

:

z \approx \frac{v}{c}

(

v \ll c

이면

\gamma \approx 1

이므로)

로 표현된다.^[123]

광원의 속도가 빛의 속도에 가까워지면 특수 상대성 이론을 이용하여 적색편이를 계산해야 한다. 이때는 시간지연현상 때문에 로런츠 인자라고 불리는

\gamma

항이 추가된 공식으로 계산한다.^[124]

:

1 + z = \left(1 + \frac{v}{c}\right) \gamma.

광원이 시선 방향에 대해 수직으로 움직이는 특수한 경우(θ = 90°)^[126]를 수직 도플러 효과라고 하며, 이때 적색편이는 다음과 같이 주어진다.^[127]

:

1 + z = \frac{1}{\sqrt{1-v^2/c^2}}

도플러 효과에 의한 적색편이와 청색편이. 노란색(약 575 nm 파장) 공이 관찰자에게 접근하면서 녹색(청색 이동으로 약 565 nm 파장)으로 보이고, 지나가면서 주황색(적색 이동으로 약 585 nm 파장)으로 바뀌며, 움직임이 멈추면 다시 노란색으로 돌아온다. 이러한 색상 변화를 관찰하려면, 물체가 약 5,200 km/s 또는 가장 빠른 우주 탐사선의 속도 기록보다 약 32배 빠른 속도로 이동해야 한다.

멀어지는 음원에서 나오는 소리가 도플러 효과에 의해 낮아지는 것과 마찬가지로, 멀어지는 광원에서 발산된 빛에는 적색 편이가 일어난다. 예를 들어, 지구로부터 멀어지는 운동을 하고 있는 항성의 스펙트럼을 측정하면, 지구에서 본 시선 방향의 후퇴 속도에 대응하는 적색 편이가 관측된다.

4. 2. 공간의 팽창에 의한 적색편이 (우주론적 적색편이)

20세기에 들어 먼 은하까지의 거리와 은하가 멀어지는 속도(적색편이)가 비례한다는 허블의 법칙이 발견되었다. 이 관측 결과와 일반 상대성 이론의 우주 모형 방정식을 이용하여, 우주는 중심이 없이 팽창하고 있다는 사실이 확립되었다. 허블이 관측한 먼 은하의 적색편이는 이러한 공간의 팽창 때문에 발생하는 우주론적 적색편이(cosmological redshift^영어)이다. 현대 우주 표준 모형에서 먼 은하의 적색편이 값은 은하에서 빛이 방출되던 당시의 우주의 나이 그리고 당시 우주의 크기와 직접 연관되어 있다.

우주론적 적색편이는 국지적인 도플러 효과 때문에 생기는 적색편이와 구분된다. 우주론적 적색편이는 관측자와 광원의 상대적인 움직임 때문에 생기는 것이 아니며, 빛(광자)이 전파되고 있는 공간 자체가 팽창하여 파장이 늘어나기 때문에 발생한다.^[129] '공간'의 팽창 속도는 관측자와 광원의 거리가 멀수록 커지므로, 아주 멀리 떨어져 있는 은하는 빛의 속도보다 빠르게 멀어질 수도 있다.

우주론적 적색편이를 유도하기 위해서는, 팽창 우주에서 전파되고 있는 빛에 대하여 측지방정식(geodesic equation^영어)을 적용해야 한다.^[130]

:

ds^2=0=-c^2dt^2+\frac{a^2 dr^2}{1-kr^2}

:

\frac{c dt}{a} = \frac{dr}{\sqrt{1-kr^2}}

여기서

$ds^2$ 은 시공간 간격(spacetime interval^영어),
$dt^2$ 은 시간 간격(time interval^영어),
$dr^2$ 은 공간 간격(spatial interval^영어),
$c$ 는 광속,
$a$ 는 시간에 따라 변하는 우주의 척도인자(scale factor^영어),
$k$ 는 우주의 곡률을 나타낸다.

척도인자는 고유 거리(proper distance^영어)와 공변 거리(comoving distance^영어)의 비를 나타내는 값이다. 공변 거리는 같이 팽창하는 좌표계에서 어떤 기준 시점에서의 두 점 사이의 거리이고, 고유 거리는 실제 관측자가 측정하는 물리적인 거리이다. 두 점 사이의 거리가

d(t)

, 공변 거리가

d_0\,

라면

d(t)=d_0a(t)\,

이다. 따라서 척도인자는 두 시점 사이의 우주의 팽창 정도를 나타내는 값이다.

과거 어느 순간(

t=t_\mathrm{then}

)에 먼 곳(

r=R

)에서 방출된 빛이, 현재 (

t=t_\mathrm{now}

) 관측자가 위치한 곳(

r=0

)에 도달했다고 하자. 이 빛이 여행한 시공간의 경로에 대해 위의 측지방정식을 시간, 공간 항에 대해서 적분을 하면 다음과 같다:

:

c \int_{t_\mathrm{then}}^{t_\mathrm{now}} \frac{dt}{a}\; =\int_{R}^{0} \frac{dr}{\sqrt{1-kr^2}}\,.

과거에 광원이 빛의 마루를 방출할 때의 파장이

\lambda_\mathrm{then}

이라면, 광원이 그 다음 마루를 방출한 시간은 다음과 같이 쓸 수 있다.

:

t=t_\mathrm{then}+\lambda_\mathrm{then}/c\,.

현재의 관측자에게는 첫 번째 마루는

t=t_\mathrm{now}

에 도착하게 되고, 그 다음의 두 번째 마루는

\lambda_\mathrm{now}/c

만큼 나중에 도착하게 된다. 따라서 두 번째 마루가 도착한 시간은

:

t=t_\mathrm{now}+\lambda_\mathrm{now}/c\,\,

이다.

이 두 번째 마루도 역시

r=R

를 출발해서

r=0

에 도착했으므로 같은 측지방정식을 적용하면:

:

c \int_{t_\mathrm{then}+\lambda_\mathrm{then}/c}^{t_\mathrm{now}+\lambda_\mathrm{now}/c} \frac{dt}{a}\; =\int_{R}^{0} \frac{dr}{\sqrt{1-kr^2}}\,.

위의 첫 번째 마루와 두 번째 마루에 대한 측지방정식의 오른쪽 항들이 같으므로

:

c \int_{t_\mathrm{then}+\lambda_\mathrm{then}/c}^{t_\mathrm{now}+\lambda_\mathrm{now}/c} \frac{dt}{a}\; =c \int_{t_\mathrm{then}}^{t_\mathrm{now}} \frac{dt}{a}\,

,

적분을 정리하면

:

\int_{t_\mathrm{now}}^{t_\mathrm{now}+\lambda_\mathrm{now}/c} \frac{dt}{a}\; =\int_{t_\mathrm{then}}^{t_\mathrm{then}+\lambda_\mathrm{then}/c} \frac{dt}{a}\,.

빛이 한 파장만큼 이동하는데 걸리는 시간 정도로 매우 작은 시간 간격 동안, 우주의 공간 척도인자(

a(t)

)는 거의 변하지 않으므로, 적분 구간에 대해 상수로 근사할 수 있다. 따라서 위의 식은 다음과 같이 쉽게 적분할 수 있다.

:

\frac{t_\mathrm{now}+\lambda_\mathrm{now}/c}{a_\mathrm{now}}-\frac{t_\mathrm{now}}{a_\mathrm{now}}\; = \frac{t_\mathrm{then}+\lambda_\mathrm{then}/c}{a_\mathrm{then}}-\frac{t_\mathrm{then}}{a_\mathrm{then}}

위 식을 간단히 하면,

:

\frac{\lambda_\mathrm{now}}{\lambda_\mathrm{then}}=\frac{a_\mathrm{now}}{a_\mathrm{then}}\,.

적색편이의 정의를 적용하고, 현재의 척도인자를 1이라고 정의하면 (

a_\mathrm{now} = 1

,

a_\mathrm{then} = a(t)

), 다음과 같은 우주론적 적색편이 공식이 얻어진다.

:

1+z = \frac{a_\mathrm{now}}{a_\mathrm{then}} = \frac{1}{a(t)}

요약하면, 먼 곳의 은하가 방출한 파장과 현재의 관측자에 도달한 빛의 파장의 비율은 당시의 우주와 현재 우주의 상대적 크기(척도 인자)의 비율이다. 이 척도 인자는 우주의 나이에 의해 결정되는 값이므로, 먼 은하의 적색편이는 당시 우주의 크기, 그리고 당시 우주의 나이에 의해 결정된다. 우리가 존재하는 팽창하는 우주에서 척도인자는 계속 증가하므로, 먼 우주에서 도달하는 빛의 적색편이는 항상 0보다 큰 값을 갖는다.

공간의 팽창에 의한 적색편이와 국지적인 운동에 의한 도플러 적색편이 현상은 서로 구분된다. 이는 풍선을 이용하여 비유를 통해 쉽게 설명할 수 있다. 풍선 위에 두 점이 그려져 있고, 이 두 점들에 물결 또는 파동 모양이 그려져 있다고 하자. 이 풍선에 바람을 넣으면 고무막이 늘어나며 두 점들 사이의 거리는 점점 증가하게 되고, 고무막에 그려져 있던 물결 모양의 크기도 같이 커지게 된다. 이 비유에서 풍선 고무막은 우주를 나타내고, 풍선 고무막이 늘어나는 것은 우주의 팽창을, 물결 모양이 커지는 것은 우주론적 적색편이를 나타낸다. 한편 두 점에 각각 개미가 살고 있다고 상상해 보자. 고무막이 서서히 늘어나도, 개미들은 자신이 주위에 대해서는 정지해 있는 것처럼 느낄 것이다. 반면 고무막이 늘어나는 동안에 한 점에 있던 개미(B)가 어느 한 방향으로 움직인다고 가정해보자. 이 경우 정지해 있는 다른 개미(A)가 볼 때 B 개미는 고무막이 늘어나는 움직임에 더해서 추가로 움직이는 것처럼 보일 것이다. 이렇게 개미의 국지적인 움직임 때문에 추가로 적색편이 현상이 발생하게 되는데, 이것이 도플러 효과에 의한 적색편이이다.^[133]^[134]

4. 3. 중력 적색편이

일반 상대성 이론에 따르면, 중력장에서는 시간 지연이 발생한다. 이 때문에 빛의 파장이 늘어나는 중력 적색편이가 발생하며, 이는 아인슈타인 편이라고도 불린다.^[135]

전하가 없고, 회전하지 않는, 구면 대칭인 질량에 대한 일반 상대성 이론의 아인슈타인 방정식을 풀면 슈바르츠실트 해를 얻게 되는데, 이로부터 다음과 같은 중력 적색편이 공식을 유도할 수 있다.

:

1+z=\frac{1}{\sqrt{1-\frac{2GM}{rc^2}}},

여기서

$G\,$ 는 중력상수,
$M\,$ 는 중력장을 생성하는 물체의 질량,
$r\,$ 은 슈바르츠실트 좌표계에서 물체까지의 거리,
$c\,$ 는 빛의 속도를 나타낸다.

위의 중력 적색편이 공식은 특수 상대성 이론과 등가원리를 이용해서도 유도할 수 있다.^[136]

지구에 의해 만들어지는 중력 적색편이는 매우 작지만, 뫼스바우어 효과를 응용한 파운드-렙카 실험을 통해 처음으로 지상에서 측정되었다.^[137] 블랙홀 근처처럼 중력장이 매우 강한 곳에서는 이러한 적색편이 값이 매우 큰 값을 가지며, 심지어 블랙홀의 사건의 지평선에 가까워지면 그 적색편이 값은 무한대가 된다. 또한 우주 마이크로파 배경에서 관측되는 큰 규모의 온도 요동은 작스-울프 효과라고 불리는 중력 편이 현상 때문에 발생한다.^[138]^[139]

5. 천문학에서의 적색편이

천문학, 특히 천문 분광학에서 주로 관측되는 적색편이는 도플러 적색편이와 우주론적 적색편이이다. 천체의 스펙트럼에서 흡수선이나 방출선을 찾아 적색편이를 측정한다. 이러한 흡수선이나 방출선은 그 천체에 존재하는 특정한 원소 때문에 생기는 것으로, 실험실에서 이러한 원소가 내는 빛의 파장을 결정할 수 있다.

어떤 물체의 적색편이는 그 물체가 내는 빛의 스펙트럼을 얻은 후, 그 스펙트럼에서 이미 알려져 있는 특징들을 그 물체가 정지해 있을 때의 스펙트럼과 비교하여 측정할 수 있다. 만약 이 스펙트럼이 방출선 또는 흡수선을 포함하고 있다면, 관측된 선 스펙트럼의 파장과 실험실에서 측정한 움직이지 않는 광원이 내는 파장을 비교하여 적색편이 값을 결정할 수 있다.

멀리 떨어진 은하의 스펙트럼에서 흡수선이 관측되었다면, 이 스펙트럼을 정지해 있는 물체(여기서는 태양)가 내는 스펙트럼과 나란히 비교하여 흡수선들이 파장이 긴 붉은색 쪽으로 이동해 있음을 확인할 수 있다. 이러한 흡수선들은 별들이 내는 빛이 특정 원소들로 이루어진 가스를 통과하면서 특정 파장의 빛만 선택적으로 흡수하기 때문에 발생한다.^[121] 실험실에서 측정된 원소의 파장과 비교하여 파장이 길어진 정도를 계산하면 적색편이를 알 수 있다.

적색편이는 광원에서 낸 빛의 파장(또는 주파수)과 관측자가 보는 빛의 파장의 차이를 이용하여 결정할 수 있다. 천문학에서는 차원이 없는

z

라는 값으로 적색편이를 표현한다.

\lambda

와

f

가 각각 파장과 주파수를 나타내고, 'obsv'와 'emit'이 관측자(observer^영어)와 광원(emitter^영어)에서 각각 측정된 값을 의미하면, 적색편이값(

z

)은 아래 표와 같이 정의된다.

'''적색편이 값 $z$ 를 계산하는 법'''
파장을 이용한 계산	주파수를 이용한 계산
$z = \frac{\lambda_{\mathrm{obsv}} - \lambda_{\mathrm{emit}}}{\lambda_{\mathrm{emit}}}$	$z = \frac{f_{\mathrm{emit}} - f_{\mathrm{obsv}}}{f_{\mathrm{obsv}}}$
$1+z = \frac{\lambda_{\mathrm{obsv}}}{\lambda_{\mathrm{emit}}}$	$1+z = \frac{f_{\mathrm{emit}}}{f_{\mathrm{obsv}}}$

$z$ 가 측정되면, 그 부호로 적색편이인지 청색편이인지 구분할 수 있다. $z$ 가 0보다 크면 파장이 원래보다 길어진 적색편이, 음수일 경우 가까워지는 청색편이에 해당한다. 중력 적색편이의 경우, $z$ 가 양수이면 빛이 관측자가 위치한 곳보다 강한 중력장에서 빠져나온 경우이다. 우주 팽창 때문에 생기는 우주론적 적색편이는 아주 가까운 은하들을 제외하고 거의 모든 은하들에서 관측된다.

일반적으로 천체의 적색편이는 스펙트럼을 측정하면 정확히 알 수 있지만, 많은 시간이 필요하므로 모든 천체에 대해 측정하기는 어렵다. 스펙트럼 자료가 없거나 너무 어두워 분광 관측이 불가능할 경우, 측광자료를 이용하여 대략적인 적색편이 값을 추측할 수 있는데^[140], 이를 측광 적색편이(photometric redshift^영어)라고 한다. 반면 일반적인 적색편이는 분광 적색편이(spectroscopic redshift^영어)라고 불린다.

5. 1. 가까운 우주에서의 적색편이

우리은하를 포함해 매우 가까운 은하들에서 관측되는 적색편이는 대부분 천체가 시선 방향으로 움직이기 때문에 생기는 도플러 적색편이이다. 따라서 천문학자들은 적색편이(또는 청색편이)를 측정함으로써 천체의 속도를 측정하고, 천체의 물리적 특성들을 연구한다. 적색편이 관측은 천문 분광학에서 가장 중요한 도구 중 하나이다.^[141]

천문 분광학 초기에 적색편이는 금성과 같은 태양계 행성들의 자전 속도를 측정하는데 이용되었다.^[141] 이중성의 적색편이(즉 속도)를 측정하면 별들의 질량을 구할 수 있다. 때로는 하늘에서 볼 때 두 별이 매우 가까이 붙어 있어서, 사진으로는 짝별인지 홑별인지 구분하기 불가능하고, 도플러 효과를 이용해야만 두 별로 이루어져 있음을 알 수 있다. 이러한 쌍성을 분광쌍성이라고 부른다. 한편 이러한 도플러 효과 기술을 이용해 외계행성계(extrasolar planet^영어)를 탐사하거나, 행성의 물리적 성질(공전주기, 행성 질량, 공전 궤도)을 연구하기도 한다. 또한 태양 표면(광구)의 적색편이를 아주 정밀하게 측정하여 태양 표면의 미세한 진동을 연구하고 나아가 태양의 내부 구조를 연구하는 분야는 태양지진학(helioseismology^영어)이라고 한다.^[142]

우리은하 내부의 수소가스가 방출하는 21cm선의 적색편이와 폭을 측정하면, 우리 은하내의 성간물질이 어떻게 운동하는지 알아 낼 수 있다.^[143] 한편 외부은하에서 적색편이가 은하 표면에 걸쳐 어떻게 변하는지를 측정하면,^[144] 은하의 별, 가스들이 어떻게 회전하는지, 그리고 이를 이용하여 은하의 질량등을 알아낼 수 있다. 그리고 중성자별과 블랙홀에서 나오는 빛의 도플러, 중력적색편이로부터 이들 주변에서 물질이 어떻게 빨려들어가고 또 방출되기도 하는지 등을 연구할 수 있다.^[145]

근접한 천체(우리 은하 내)에서 관측된 적색편이는 거의 항상 관측 대상의 시선 방향 속도와 관련이 있다. 이러한 적색편이와 청색편이의 관측을 통해 천문학자들은 1868년 영국의 천문학자 윌리엄 허긴스가 처음 사용한 방법인 분광 쌍성에서 별들의 공전하는 질량과 속도를 측정할 수 있었다.^[5] 마찬가지로, 개별 별의 분광 측정에서 감지된 작은 적색편이와 청색편이는 천문학자들이 다른 별 주변의 외계 행성 행성계의 존재와 특성을 진단하고 측정할 수 있었던 한 가지 방법이며, 심지어 행성 통과 중에 적색편이에 대한 매우 상세한 차등 측정을 수행하여 정확한 궤도 매개변수를 결정하기도 했다.^[55]

적색편이에 대한 정밀한 측정은 태양진동학에서 태양의 광구의 정확한 움직임을 결정하는 데 사용된다.^[56] 적색편이는 또한 행성의 자전 속도,^[57] 성간 구름의 속도,^[58] 은하의 회전,^[22] 그리고 도플러 및 중력 적색편이를 모두 나타내는 중성자별과 블랙홀로의 강착 원반의 역학을 처음으로 측정하는 데 사용되었다.^[59] 다양한 방출 및 흡수 대상의 온도는 단일 방출 또는 흡수 선에 대한 도플러 넓어짐—사실상 적색편이 및 청색편이를 측정하여 얻을 수 있다.^[60] 천문학자들은 다양한 방향에서 21cm 수소선의 넓어짐과 이동을 측정하여 성간 가스의 후퇴 속도를 측정할 수 있었으며, 이는 차례로 우리 은하의 회전 곡선을 드러낸다.^[22] 유사한 측정이 안드로메다 은하와 같은 다른 은하에서도 수행되었다.^[22] 진단 도구로서 적색편이 측정은 천문학에서 수행되는 가장 중요한 분광 측정 중 하나이다.

5. 2. 외부 은하의 적색편이

멀리 떨어져 있는 외부 은하들로부터 관측되는 적색편이는 주로 우주 팽창에 의한 우주론적 적색편이이다. 멀리 떨어져 있는 은하일수록 큰 적색편이 값을 나타낸다는 허블의 법칙은 우주 팽창의 근거로 받아들여지고 있다.^[15] 은하가 우리로부터 멀리 떨어져 있을수록, 빛이 은하에서 방출된 후에 우주가 더 많이 팽창했다는 뜻이며, 따라서 빛의 파장이 더 많이 늘어나게 되고, 빛이 더 큰 적색편이를 보이게 된다. 즉, 멀리 떨어져 있는 천체일수록 적색편이 값이 커지고 빛의 파장이 적색으로 치우치며 붉은색을 띤다.

현대 우주 모형에 따르면, 아주 멀리 있는 천체의 적색편이를 측정하면, 천체의 거리와 그 천체가 존재하는 과거 우주의 나이가 결정된다. 아주 멀리 있는 천체들의 거리를 직접 재는 것은 매우 힘들기 때문에, 수백 Mpc 이상 떨어져 있는 천체들의 경우, 그 적색편이를 측정하고, 표준 우주 모형을 적용하면 그 거리를 결정할 수 있다.

국부 은하군과 가까운 처녀자리 은하단보다 멀리 있지만 약 1,000 메가파섹 이내의 은하의 경우, 적색 편이는 은하의 거리에 거의 비례한다. 이 상관 관계는 에드윈 허블에 의해 처음 관찰되었으며, 허블의 법칙으로 알려지게 되었다. 베스토 슬라이퍼는 약 1912년에 은하 적색 편이를 처음 발견했으며, 허블은 슬라이퍼의 측정값을 다른 방법으로 우주 거리 사다리를 사용하여 측정한 거리와 연관시켜 자신의 법칙을 공식화했다.^[63] 허블의 법칙은 부분적으로 코페르니쿠스 원리에서 파생된다.^[63]

미국의 천문학자 에드윈 허블은 다양한 은하까지의 거리와 그 은하의 스펙트럼을 조사하여, 거의 모든 은하의 스펙트럼에서 적색편이가 나타나는 것과 적색편이의 양은 멀리 있는 은하일수록 크다는 것을 발견했다.

가장 멀리 있는 천체는 우주의 허블 흐름에 해당하는 더 큰 적색 편이를 나타낸다. 가장 큰 적색 편이는 가장 먼 거리와 가장 먼 과거에 해당하는 우주 마이크로파 배경 복사의 적색 편이이다. 적색 편이의 수치적 값은 약 ''z'' = 1089 (''z'' = 0은 현재 시간을 나타냄)이며, 이는 약 138억 년 전^[61], 빅뱅 초기 순간으로부터 379,000년 후의 우주의 상태를 보여준다.^[62]

우주 배경 복사에서의 현상은 대표적인 예시이다. 현재의 우주에서는, 절대 온도 약 3K의 흑체 복사에 상당하는 복사가 모든 방향에서 오고 있으며, 우주 배경 복사라고 불리고 있다. 이것은 우주 생성기에 우주를 채우고 있던 고온 상태의 플라스마에서 발해진 열복사가, 빅뱅 후의 급격한 우주의 팽창에 의해 파장이 늘어나 극단적인 적색편이를 받아, 현재 관측되는 것과 같은 전자기파(특히, 마이크로파)로서 관측되고 있는 것이다. 이것은 현재 알려진 가장 큰 적색편이이며, ''z'' = 1089 (거리로 환산하면 약 138.12억 광년^[96])이다.

2020년 현재, 관측된 가장 z 값이 큰 (즉 가장 멀리 있다고 생각되는) 천체는 ''z'' = 10.957의 은하 GN-z11이다. 또한, HD1은 2022년 4월 시점에서, 관측 가능한 우주에서 지구로부터 가장 먼 거리에 위치하고 있을 가능성이 있는 알려진 천체로 알려져 있다.

5. 3. 고적색편이 천체들

천문학자들은 더 큰 적색편이를 갖는 천체들을 발견하기 위해 많은 노력을 기울이고 있다. 주로 밝은 빛을 내는 퀘이사나 감마선 버스트 등에서 가장 큰 적색편이 값들이 발견된다.^[146]

분광학 데이터를 통해 현재 가장 신뢰할 수 있는 적색편이는 GN-z11 은하에서 발견된 z=11.1이며, 이는 대폭발 이후 4억 년에 해당한다.^[146] 이보다 작은 값으로는 UDFy-38135539^[147]의 z=8.6 (대폭발 이후 6억 년), GRB 090423^[148]의 z=8.2 등이 있다. 가장 멀리 있는 퀘이사는 ULAS J1120+0641로 z=7.1이다.^[149]^[150] 퀘이사나 감마선폭발원이 아닌 천체 중 가장 멀리 있는 것은 IOK-1으로 z=6.96이다.^[151]^[152]

가장 멀리 있는 전파은하는 z=5.2의 TN J0924-2201,^[153] 일산화탄소 분자(CO)가 관측된 가장 멀리 있는 천체는 z=6.42의 SDSS J1148+5251 퀘이사이다.^[154]

우주 마이크로파 배경의 적색편이는 z=1089이며, 이는 대폭발 이후 약 379,000년 시기에 해당하며, 공변거리comoving distance^영어)는 약 460억 광년이다. 이는 전자기파로 볼 수 있는 가장 먼 거리에 해당한다.^[155] 아직 발견되지 않은 우주 최초의 별들(제3 항성 종족)은 20[156] 우주 중성미자 배경(cosmic neutrino background^영어)은 z>10¹⁰(빅뱅 이후 약 2초 후)에 해당한다.^[157]

5. 4. 적색편이 탐사

큰 망원경의 등장과 천문 분광학의 발전으로, 우주 거대구조의 지도를 만드는 '적색편이 탐사'가 활발히 이루어지고 있다. 적색편이 탐사는 하늘의 일정 부분에 있는 많은 외부은하들의 스펙트럼을 얻고, 그 적색편이를 측정하여 은하들이 우주에서 어떻게 분포하는지를 보여준다. 이는 우주의 지도를 만드는 것에 비견된다. 예를 들어 5억 광년 크기의 만리장성은 적색편이 탐사를 통해 발견된 최초의 우주 거대구조 중 하나이다.^[158]

최초의 적색편이 탐사는 1977년에 시작되어 1982년에 끝난 CfA 적색편이 탐사이다.^[159] 2002년에 완료된 2dF 적색편이 탐사는 약 220,000개의 은하들의 적색편이 값을 측정했다.^[160] 역사상 가장 큰 규모의 적색편이 탐사는 슬론 디지털 전천탐사(SDSS)로, 2013년 현재에도 진행 중이며 약 2백만 개의 천체들의 적색편이를 측정했다.^[161] 구경 2.5m 망원경을 이용한 SDSS는 일반적인 은하의 경우 약 0.3-0.4 정도의 적색편이까지 측정이 가능했고, 밝은 천체의 경우 ''z'' = 6 이상인 퀘이사도 발견했다. SDSS는 비교적 가까운 거리의 은하 지도를 넓은 영역에 걸쳐 작성한 반면, 켁 망원경을 이용한 DEEP2 적색편이 탐사는 ''z'' = 0.7 정도 거리까지 은하들의 적색편이를 측정했다.^[162]

6. 복사 전달이나 광학 효과 때문에 생기는 현상

복사전달이나 물리 광학에서처럼, 빛이 물질과 상호 작용하며 전파될 때 빛의 파장이나 주파수가 변할 수 있다. 이는 기준 좌표계 변환 때문에 나타나는 적색편이와는 다르게, 빛(또는 광자)이 물질과 에너지를 주고받으며 파장이 변하는 것이다. 예를 들어 빛의 산란이나 매질의 굴절률 변화로 인해 파장이 변할 수 있다.^[103] 이러한 현상을 '적색편이' 또는 '청색편이'라고 부르기도 하지만, 천문학에서 말하는 적색편이와는 구분해야 한다.

적색편이는 적색화 현상(성간적색화)과 혼동하면 안 된다. 적색화 현상은 짧은 파장의 빛이 긴 파장의 빛보다 더 쉽게 산란되어, 광원에서 나온 빛 중 긴 파장의 빛이 관측자에게 주로 도달하기 때문에 발생한다. 즉, 적색편이처럼 모든 파장의 빛이 늘어나는 것이 아니라, 짧은 파장의 빛이 더 많이 흡수되거나 산란되어 광원이 붉게 보이는 현상이다. 이는 광원의 전자기파 스펙트럼 모양이 바뀌는 것이다. 대표적인 예로 해 질 녘이나 해 뜰 무렵의 노을이 있다.

전하를 띤 기본 입자, 미립자, 유전체 매질의 굴절률 변동과 같은 물리적 현상으로 인해 이러한 변화가 발생할 수 있다.^[22] 라디오 휘슬러 현상이 그 예시이다. 이러한 현상을 "적색 편이" 및 "청색 편이"라고 부르기도 하지만, 천체 물리학에서 빛-물질 상호 작용은 "적색화"라고 불린다.^[22]

엔트로피는 적은 수의 고에너지 광자보다 많은 수의 저에너지 광자가 우세해지기 때문에(전체 에너지 보존) 산란은 복사를 적색화시킨다.^[22] 산란은 전체 스펙트럼에서 파장의 동일한 상대적 변화를 생성하지 않는다. 즉, 계산된 z는 일반적으로 파장의 함수이다. 또한, 무작위 물질로부터의 산란은 일반적으로 많은 각도에서 발생하며, z는 산란 각도의 함수이다. 다중 산란이 발생하거나 산란 입자가 상대적인 운동을 하는 경우, 스펙트럼선의 왜곡도 발생한다.^[22]

성간 천문학에서, 가시광선 스펙트럼은 성간 적색화라는 현상에서 산란 과정으로 인해 더 붉게 보일 수 있다.^[22] 레일리 산란은 지구 대기의 일출 또는 일몰 시 태양의 대기 적색화를 일으키고 하늘이 파란색을 띠게 한다. 이 현상은 적색''편이''와 구별되는데, 적색화된 물체에서 분광학적 선이 다른 파장으로 이동하지 않고, 광자가 산란되어 들어가거나 나가기 때문에 현상과 관련된 추가적인 감광 및 왜곡이 있기 때문이다.

7. 청색편이 (Blueshift)

청색편이는 적색편이와 반대되는 현상이다. 청색편이는 파장이 감소하고, 전자기파의 진동수가 증가하는 현상이다. 가시광선의 경우, 색상이 스펙트럼의 청색 쪽으로 이동하는 것을 의미한다.

도플러 청색편이는 광원이 관측자를 향해 움직일 때 발생한다. 이 용어는 가시광선 스펙트럼 밖에서도 상대적인 운동으로 인해 발생하는 파장의 감소와 주파수의 증가에 적용된다. 관찰자를 향해 거의 상대론적 속도로 움직이는 물체만 육안으로 알아볼 수 있을 정도로 푸르게 보이지만, 반사되거나 방출된 모든 광자 또는 기타 입자의 파장은 이동 방향으로 짧아진다.^[90]

도플러 청색편이는 천문학에서 상대적인 운동을 결정하는 데 사용된다.

안드로메다 은하는 국부 은하군 내에서 우리 은하를 향해 움직이고 있어, 지구에서 관측할 때 빛은 청색편이를 겪는다.^[91]
쌍성계의 구성 요소는 지구를 향해 움직일 때 청색편이된다.
나선 은하를 관측할 때, 우리를 향해 회전하는 쪽은 우리에게서 멀어지는 쪽과 ''상대적으로'' 약간의 청색편이를 보인다. (Tully-Fisher 관계 참조)
블레이자는 우리를 향해 상대론적 제트를 뿜어내는데, 이때 청색편이된 싱크로트론 복사와 제동 복사를 방출한다.
버나드 별과 같은 가까운 별은 우리를 향해 움직이고 있어 매우 작은 청색편이를 발생시킨다.
높은 ''z'' 값을 가진 원거리 물체의 도플러 청색편이는 훨씬 더 큰 우주론적 적색편이에서 빼서 팽창하는 우주에서 상대적인 운동을 결정할 수 있다.^[92]

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_[162] 콘퍼런스 Science objectives and early results of the DEEP2 redshift survey

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