آخر تحديث: 2026-06-16

الانزياح الأحمر وسرعة التراجع

حين يصلنا ضوء مجرة بعيدة، تتمدد أطواله الموجية نحو الطرف الأحمر من الطيف. ومقدار هذا التمدد هو الانزياح الأحمر:

$z = \frac{\lambda_{\text{observed}} - \lambda_{\text{emitted}}}{\lambda_{\text{emitted}}}$

الانزياح الأحمر من أهم المرصودات في علم الفلك لأنه يرتبط مباشرةً بسرعة تراجع المصدر، ومن خلال قانون هابل ببُعده عنّا.

صيغتان

عند الانزياحات الحمراء الصغيرة تتناسب سرعة التراجع ببساطة مع z:

$v \approx c\,z \qquad (\text{valid for } z \ll 1)$

وعند الانزياحات الأكبر يبالغ هذا في تقدير السرعة ويتجاوزها في النهاية سرعةَ الضوء، وهو أمر غير فيزيائي لتفسير دوبلري. وتصحّح صيغةُ دوبلر النسبية الخاصة ذلك:

$v = c\,\frac{(1+z)^2 - 1}{(1+z)^2 + 1}$

وهذه تعيد دائمًا سرعةً دون $c$، مهما كبرت $z$.

مثال محلول

تُرصد مجرة عند انزياح أحمر $z$ = 0.1.

حتى عند هذا الانزياح الأحمر المتواضع تختلف الصيغتان بنحو 5 %. وعند انزياح أحمر قدره 1 تبلغ الصيغةُ الكلاسيكية سرعةَ الضوء، بينما تعطي الصيغة النسبية نحو 60 % منها فقط.

الانزياح الأحمر الكوني مقابل الدوبلري

يجدر تذكّر ما تمثّله السرعة فعليًا. فإزاحة دوبلر الكلاسيكية تأتي من الحركة عبر الفضاء. أما الانزياح الأحمر الكوني فينشأ لأن الفضاء نفسه يتمدد بينما يكون الضوء في الطريق، فيمطّ الموجة. وتوفّر الصيغة النسبية أعلاه سرعةَ تراجع مكافئة مفيدة، لكن للأجسام ذات الانزياح الأحمر العالي يعمل الفلكيون بدلًا من ذلك بعامل المقياس وزمن النظر إلى الوراء، اللذين ينبثقان من نموذج كوني كامل لا من سرعة بسيطة. ولتحويل سرعة التراجع إلى بُعد، اقرن هذه الحاسبة بحاسبة قانون هابل.