ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

ਇਸ ਦੇ ਲਾਲ ਸ਼ਿਫਟ ਤੋਂ ਤਾਰੇ ਦੇ ਵੇਗ ਦੇ ਹਿੱਸੇ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕਿਵੇਂ ਕਰੀਏ?

ਇਸ ਦੇ ਲਾਲ ਸ਼ਿਫਟ ਤੋਂ ਤਾਰੇ ਦੇ ਵੇਗ ਦੇ ਹਿੱਸੇ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕਿਵੇਂ ਕਰੀਏ?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

ਜਦੋਂ ਦੂਰਬੀਨ ਕਿਸੇ ਦੂਰ ਦੇ ਤਾਰੇ ਨੂੰ ਵੇਖਦਾ ਹੈ, ਇਹ ਸਭ ਵੇਖਦਾ ਹੈ ਉਹ ਤਾਰਾ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਹੈ. ਇਸ ਰੋਸ਼ਨੀ ਦੀ ਤਰੰਗ-ਲੰਬਾਈ ਦਾ ਨਿਰੀਖਣ ਕਰਦੇ ਹੋਏ, ਅਸੀਂ ਤਾਰੇ ਦੇ ਵੇਗ ਨੂੰ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਦੇ ਹਾਂ. ਜੇ ਤਰੰਗ-ਲੰਬਾਈ ਲਾਲ-ਸ਼ਿਫਟ ਕੀਤੀ ਗਈ ਹੈ (ਲੰਬਾ) ਤਾਂ ਤਾਰਾ ਸਾਡੇ ਤੋਂ ਦੂਰ ਜਾ ਰਿਹਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਜੇ ਵੇਵ-ਲੰਬਾਈ ਨੀਲੀ-ਸ਼ਿਫਟ (ਛੋਟਾ) ਹੈ ਤਾਂ ਤਾਰਾ ਸਾਡੀ ਵੱਲ ਵੱਧ ਰਿਹਾ ਹੈ.

ਪਰ ਅਸੀਂ ਇਹ ਕਿਵੇਂ ਜਾਣਦੇ ਹਾਂ ਕਿ ਜੋ ਤਰੰਗ-ਲੰਬਾਈ ਅਸੀਂ ਵੇਖਦੇ ਹਾਂ ਉਹ ਲਾਲ ਬਦਲੀ ਵਾਲੀ ਤਰੰਗ-ਲੰਬਾਈ ਨਹੀਂ ਹੈ ਬਲਕਿ ਤਾਰ ਦੁਆਰਾ ਕੱ eੀ ਗਈ ਅਸਲ ਤਰੰਗ-ਦਿਸ਼ਾ ਹੈ? ਕੀ ਅਸੀਂ ਪਹਿਲਾਂ ਹੀ ਜਾਣਦੇ ਹਾਂ ਕਿ ਤਾਰਾ ਕਿਸ ਤਰੱਕੀ ਦੀ ਰੌਸ਼ਨੀ ਦਾ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਕਰਦਾ ਹੈ (ਜੇ ਹਾਂ, ਕਿਵੇਂ?)

ਨਾਲ ਹੀ, ਇਸ methodੰਗ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਨਾਲ ਸਾਨੂੰ ਗਤੀ ਦੇ ਸਿਰਫ ਰੇਡੀਅਲ ਭਾਗ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕਰਨ ਦੇ ਯੋਗ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ. ਕਿਉਂਕਿ ਤਾਰੇ ਦੇ ਵੇਗ ਦੇ ਪ੍ਰਭਾਵਸ਼ੀਲ ਹਿੱਸੇ ਦਾ ਉਸ ਤਰੰਗ-ਲੰਬਾਈ 'ਤੇ ਕੋਈ ਪ੍ਰਭਾਵ ਨਹੀਂ ਪਏਗਾ ਜਿਸਦਾ ਅਸੀਂ ਦੇਖਦੇ ਹਾਂ? ਤਾਂ ਫਿਰ ਅਸੀਂ ਤਾਰੇ ਦੀ ਅਸਲ ਗਤੀ (ਸਹੀ ਦਿਸ਼ਾ ਸਮੇਤ) ਕਿਵੇਂ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਦੇ ਹਾਂ?


ਇਸ ਪ੍ਰਸ਼ਨ ਦੇ ਪਹਿਲੇ ਹਿੱਸੇ ਦਾ ਪਹਿਲਾਂ ਹੀ ਜਵਾਬ ਦਿੱਤਾ ਗਿਆ ਹੈ ਕਿ ਅਸੀਂ ਰੈਡ-ਸ਼ਿਫਟ ਬਾਰੇ ਕਿਵੇਂ ਜਾਣਦੇ ਹਾਂ?

ਦੂਸਰੇ ਹਿੱਸੇ ਦੇ ਸੰਬੰਧ ਵਿੱਚ, ਰੰਗੀਨ ਗਤੀ ਨੂੰ ਮਾਪਣਾ ਹੈ ਬਹੁਤ ਸਖਤ ਹੈ, ਅਤੇ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਦੂਰ ਤਾਰੇ ਲਈ ਅਸੰਭਵ ਹੈ. ਅਸਲ ਵਿੱਚ methodੰਗ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਤਾਰੇ ਦੀ ਸਥਿਤੀ ਨੂੰ ਬਹੁਤ ਹੀ ਦੂਰ ਦੁਰਾਡੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਤੁਲਨਾ ਵਿੱਚ ਸਹੀ accurateੰਗ ਨਾਲ ਵੇਖਣਾ ਹੈ ਜੋ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਚਲਦੇ ਨਹੀਂ ਅਤੇ ਫਿਰ ਕੁਝ ਸਾਲਾਂ ਬਾਅਦ ਇਸ ਨੂੰ ਦੁਬਾਰਾ ਵੇਖਦੇ ਹੋ. ਘਟੀਆਪਣ ਅਤੇ ਪੈਰਲੈਕਸ ਵਰਗੇ ਜਾਣੇ-ਪਛਾਣੇ ਪ੍ਰਭਾਵਾਂ ਲਈ ਸਮਾਯੋਜਨ ਕਰਨ ਤੋਂ ਬਾਅਦ, ਜੋ ਬਚਦਾ ਹੈ ਉਹ ਹੈ "ਸਹੀ ਗਤੀ".

ਇਸ ਕਿਸਮ ਦੇ ਮਾਪ ਲਈ ਸਭ ਤੋਂ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲ ਮੌਜੂਦਾ ਦੂਰਬੀਨ ਗਾਈਆ ਮਿਸ਼ਨ ਹੈ, ਜੋ ਕੁਝ ਹਜ਼ਾਰ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਲ ਦੂਰ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਚਾਲ ਨੂੰ ਵਾਜਬ ਸ਼ੁੱਧਤਾ ਨਾਲ ਮਾਪਣ ਦੇ ਯੋਗ ਹੈ.


ਡੋਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ

ਇਸ ਲੇਖ ਵਿਚ, ਅਸੀਂ ਧੁਨੀ ਤਰੰਗਾਂ ਦੇ ਮਾਮਲੇ ਵਿਚ ਡੌਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਅਤੇ ਰੋਸ਼ਨੀ ਦੇ ਮਾਮਲੇ ਵਿਚ ਡੋਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਬਾਰੇ ਸੰਖੇਪ ਵਿਚਾਰ ਦਾ ਅਧਿਐਨ ਕਰਾਂਗੇ.

ਡੋਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ:

ਇੱਕ ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਦੁਆਰਾ ਸੁਣੀ ਗਈ ਆਵਾਜ਼ ਦੀ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਵਿੱਚ ਸਪੱਸ਼ਟ ਤਬਦੀਲੀ, ਧੁਨੀ ਦੇ ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਨਿਰੀਖਕ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਸੰਬੰਧਤ ਗਤੀ ਦੇ ਕਾਰਨ, ਨੂੰ ਡੋਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.

ਕੇਸ & # 8211 ਆਈ: ਜਦੋਂ ਸੀਟੀ ਵਜਾਉਣ ਵਾਲੀ ਇੱਕ ਚਲਦੀ ਰੇਲਵੇ ਰੇਲਵੇ ਪਲੇਟਫਾਰਮ ਤੇ ਖੜੇ ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਕੋਲ ਪਹੁੰਚਦੀ ਹੈ, ਤਾਂ ਨਿਰੀਖਕ ਸੀਟੀ ਦੀ ਅਸਲ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਨਾਲੋਂ ਉੱਚ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਦੀ ਆਵਾਜ਼ ਸੁਣਦਾ ਹੈ.

ਕੇਸ & # 8211 II: ਜਦੋਂ ਸੀਟੀ ਵਜਾਉਣ ਵਾਲੀ ਚਲਦੀ ਰੇਲਵੇ ਰੇਲਵੇ ਪਲੇਟਫਾਰਮ ਤੇ ਖੜ੍ਹੇ ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਤੋਂ ਦੂਰ ਚਲੀ ਗਈ, ਤਾਂ ਨਿਰੀਖਕ ਸੀਟੀ ਦੀ ਅਸਲ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਨਾਲੋਂ ਘੱਟ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਦੀ ਆਵਾਜ਼ ਸੁਣਦਾ ਹੈ. ਇੱਥੇ ਸਾਨੂੰ ਨੋਟ ਕਰਨਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ ਕਿ ਸੀਟੀ ਦੁਆਰਾ ਨਿਕਲੀ ਆਵਾਜ਼ ਦੀ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਨਹੀਂ ਬਦਲ ਰਹੀ. ਇਹ ਨਿਰੀਖਕ ਹੈ ਜੋ ਵੱਖਰੀਆਂ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾਵਾਂ ਨੂੰ ਸੁਣ ਰਿਹਾ ਹੈ. ਇਸ ਪ੍ਰਭਾਵ ਨੂੰ ਡੋਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਵਜੋਂ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.

ਵਿਆਖਿਆ:

ਜਦੋਂ ਰੇਲਵੇ ਇੰਜਨ ਆਰਾਮ ਨਾਲ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਤਦ ਨਿਗਰਾਨ ਤੱਕ ਪਹੁੰਚਦੀਆਂ ਤਰੰਗਾਂ ਦੀ ਗਿਣਤੀ ਨਿਰੰਤਰ ਹੁੰਦੀ ਹੈ ਅਤੇ ਇੰਜਣ ਦੁਆਰਾ ਉਡਾਏ ਗਏ ਸਿੰਗ ਦੀ ਅਸਲ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਦੇ ਬਰਾਬਰ ਹੁੰਦੀ ਹੈ.

ਕੇਸ & # 8211 I: ਇਸ ਕੇਸ 'ਤੇ ਗੌਰ ਕਰੋ ਕਿ ਨਿਰੀਖਕ ਰੇਲਵੇ ਪਲੇਟਫਾਰਮ' ਤੇ ਸਥਿਰ ਹੈ ਅਤੇ ਇਕ ਰੇਲ ਗੱਡੀ ਵੱਜ ਰਹੀ ਹੈ ਜੋ ਉਸ ਕੋਲ ਆਉਂਦੀ ਹੈ. ਇਸ ਦੇ ਕਾਰਨ ਪ੍ਰਤੀ ਸਕਿੰਟ ਨਿਰੀਖਕਾਂ ਤੱਕ ਪਹੁੰਚਦੀਆਂ ਤਰੰਗਾਂ ਦੀ ਗਿਣਤੀ ਵੱਧ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਜਿਸ ਕਾਰਨ ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਦੁਆਰਾ ਸੁਣਾਈ ਗਈ ਸਪੱਸ਼ਟ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਆਵਾਜ਼ ਦੀ ਅਸਲ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਨਾਲੋਂ ਜ਼ਿਆਦਾ ਹੈ.

ਹੇਠ ਦਿੱਤੇ ਸਾਰੇ ਮਾਮਲਿਆਂ ਵਿੱਚ ਉਹੀ ਪ੍ਰਭਾਵ ਦੇਖਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਸਟੇਸ਼ਨਰੀ ਅਤੇ ਸਰੋਤ ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਵੱਲ ਵਧ ਰਿਹਾ ਹੈ ਜਾਂ ਸਰੋਤ ਸਟੇਸ਼ਨਰੀ ਹੈ ਅਤੇ ਨਿਰੀਖਕ ਸਰੋਤ ਵੱਲ ਵਧ ਰਿਹਾ ਹੈ ਜਾਂ ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਨਿਰੀਖਕ ਦੋਵੇਂ ਇਕ ਦੂਜੇ ਵੱਲ ਵਧ ਰਹੇ ਹਨ

ਕੇਸ & # 8211 II: ਇਸ ਮਾਮਲੇ 'ਤੇ ਗੌਰ ਕਰੋ ਕਿ ਨਿਰੀਖਕ ਰੇਲਵੇ ਪਲੇਟਫਾਰਮ' ਤੇ ਸਥਿਰ ਹੈ ਅਤੇ ਇਕ ਟ੍ਰੇਨ ਵਜਾਉਣ ਵਾਲੀ ਟ੍ਰੇਨ ਉਸ ਤੋਂ ਦੂਰ ਚਲੀ ਗਈ. ਇਸ ਦੇ ਕਾਰਨ ਪ੍ਰਤੀ ਸਕਿੰਟ ਦਰਸ਼ਕ ਤੱਕ ਪਹੁੰਚਣ ਵਾਲੀਆਂ ਤਰੰਗਾਂ ਦੀ ਗਿਣਤੀ ਘੱਟ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਜਿਸ ਕਾਰਨ ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਦੁਆਰਾ ਸੁਣਾਈ ਗਈ ਸਪੱਸ਼ਟ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਆਵਾਜ਼ ਦੀ ਅਸਲ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਤੋਂ ਘੱਟ ਹੈ.

ਹੇਠ ਦਿੱਤੇ ਸਾਰੇ ਮਾਮਲਿਆਂ ਵਿੱਚ ਉਹੀ ਪ੍ਰਭਾਵ ਦੇਖਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਸਟੇਸ਼ਨਰੀ ਅਤੇ ਸਰੋਤ ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਤੋਂ ਦੂਰ ਜਾ ਰਿਹਾ ਹੈ ਜਾਂ ਸਰੋਤ ਸਟੇਸ਼ਨਰੀ ਹੈ ਅਤੇ ਨਿਰੀਖਕ ਸਰੋਤ ਤੋਂ ਦੂਰ ਜਾ ਰਿਹਾ ਹੈ ਜਾਂ ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਨਿਰੀਖਕ ਦੋਵੇਂ ਇਕ ਦੂਜੇ ਤੋਂ ਦੂਰ ਜਾ ਰਹੇ ਹਨ

ਡੋਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਦੇ ਕਾਰਜ:

  • ਰੰਗ ਡੋਪਲਰ ਸੋਨੋਗ੍ਰਾਫੀ ਵਿਚ, ਸਰੀਰ ਦੇ ਟਿਸ਼ੂਆਂ ਤੋਂ ਅਲੱਗ ਅਲਟਰਾਸੋਨਿਕ ਲਹਿਰਾਂ ਲਹੂ ਸਮੇਤ ਵੱਖ ਵੱਖ ਤਰਲਾਂ ਦੇ ਪ੍ਰਵਾਹ ਦੀ ਦਰ ਬਾਰੇ ਜਾਣਕਾਰੀ ਦੇ ਸਕਦੀਆਂ ਹਨ.
  • ਰਾਦਰ (ਆਰ.ਏ.dio ਡੀetection ਐਨ ਡੀ ਆਰਐਂਜਿੰਗ ਇੰਸਟ੍ਰੂਮੈਂਟ) ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਸਮੁੰਦਰੀ ਜਹਾਜ਼ਾਂ, ਹਵਾਈ ਜਹਾਜ਼ਾਂ, ਟੈਂਕ ਵਰਗੀਆਂ ਚਲਦੀਆਂ ਚੀਜ਼ਾਂ ਦਾ ਪਤਾ ਲਗਾਉਣ ਲਈ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਉਪਕਰਣ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਨਾਲ ਚਲ ਰਹੇ ਆਬਜੈਕਟ ਦੀ ਦੂਰੀ ਅਤੇ ਗਤੀ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ.
  • ਡੌਪਲਰ ਇਫੈਕਟ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਤਾਰੇ ਵਾਂਗ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਵਸਤੂਆਂ ਦੀ ਰਫ਼ਤਾਰ ਦੀ ਗਤੀ ਅਤੇ ਗਤੀ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨ ਲਈ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ.
  • ਇਹ ਸੂਰਜ ਦੇ ਘੁੰਮਣ ਦੀ ਗਤੀ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨ ਲਈ ਵਰਤਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.
  • ਟ੍ਰੈਫਿਕ ਪੁਲਿਸ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਨ ਵਾਲੀ ਗਤੀ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕਰਨ ਵਾਲਾ ਇਕ ਉਪਕਰਣ, ਜੋ ਕਿ ਡੌਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਦੇ ਸਿਧਾਂਤ 'ਤੇ ਕੰਮ ਕਰਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਤੇਜ਼ ਰਫਤਾਰ ਵਾਹਨ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨ ਲਈ ਵਰਤਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.

ਡੋਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਦੀਆਂ ਸੀਮਾਵਾਂ:

  • ਡੌਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਲਾਗੂ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਜਦੋਂ ਆਵਾਜ਼ ਦੇ ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਦੀ ਗਤੀ ਆਵਾਜ਼ ਦੇ ਗਤੀ ਨਾਲੋਂ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਹੁੰਦੀ ਹੈ.
  • ਨਿਰੀਖਕ ਅਤੇ ਸਰੋਤ ਦੋਵਾਂ ਦੀ ਗਤੀ ਇਕੋ ਸਿੱਧੀ ਲਾਈਨ ਦੇ ਨਾਲ ਹੈ.
  • ਮਾਧਿਅਮ ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਹਵਾ, ਜਿਸ ਵਿੱਚ ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਅਤੇ ਸਰੋਤ ਆਰਾਮ ਨਾਲ ਸਥਿਤ ਹਨ. ਜੇ ਗਤੀ ਦੀ ਦਿਸ਼ਾ ਵੱਖਰੀ ਹੈ ਜਾਂ ਹਵਾ ਚੱਲ ਰਹੀ ਹੈ, ਤਾਂ ਸੂਤਰਾਂ ਵਿਚ ਸੋਧ ਦੀ ਲੋੜ ਹੈ.

ਡੋਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਵਿੱਚ ਵਰਤੇ ਗਏ ਵੱਖ-ਵੱਖ ਫਾਰਮੂਲੇ:

ਵੀਐੱਲ = ਸਰੋਤਿਆਂ / ਸਰੋਤਿਆਂ ਦਾ वेग

(+) ਅੰਕਾਂ ਵਿੱਚ ਸਾਈਨ ਅਤੇ (-) ਪ੍ਰਮਾਣ-ਪੱਤਰ ਵਿੱਚ ਸੰਕੇਤ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ ਕਿ ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਸੁਣਨ ਵਾਲੇ ਇੱਕ ਦੂਜੇ ਵੱਲ ਵਧ ਰਹੇ ਹਨ.

(-) ਅੰਕਾਂ ਵਿਚ ਦਾਖਲ ਹੋਣਾ ਅਤੇ (+) ਹਰਕੇ ਵਿਚ ਦਾਖਲ ਹੋਣਾ ਇਹ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਸੁਣਨ ਵਾਲੇ ਇਕ ਦੂਜੇ ਤੋਂ ਦੂਰ ਜਾ ਰਹੇ ਹਨ.

ਸ਼ਰਤ & # 8211 I: ਸੁਣਨ ਵਾਲੇ ਗਤੀ ਵਿੱਚ ਹਨ ਅਤੇ ਆਰਾਮ ਤੇ ਸਰੋਤ ਹਨ (ਵੀਐਸ = 0)

ਸਰੋਤਿਆਂ (ਸਰੋਤਿਆਂ) ਵੱਲ ਵਧਣਾ:

ਸਰੋਤਿਆਂ (ਸਰੋਤ) ਤੋਂ ਪਿੱਛੇ ਹਟਣਾ:

ਸ਼ਰਤ ਅਤੇ # 8211 II: ਸਰੋਤ ਗਤੀ ਵਿੱਚ ਹੈ ਅਤੇ ਸੁਣਨ ਵਾਲੇ ਆਰਾਮ ਵਿੱਚ ਹਨ (ਵੀਐੱਲ = 0)

ਸਰੋਤ (ਸੁਣਨ ਵਾਲੇ) ਵੱਲ ਵਧ ਰਿਹਾ ਹੈ:

ਸਰੋਤ ਸੁਣਨ ਵਾਲਿਆਂ ਤੋਂ ਦੂਰ ਹੋ ਰਿਹਾ ਹੈ:

ਸ਼ਰਤ ਅਤੇ # 8211 III: ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਸਰੋਤਿਆਂ ਦੋਨੋਂ ਚਲਣਾ:

ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਸੁਣਨ ਵਾਲੇ ਇਕ ਦੂਜੇ ਦੇ ਨੇੜੇ ਜਾ ਰਹੇ ਹਨ:

ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਸੁਣਨ ਇਕ ਦੂਜੇ ਤੋਂ ਘੁੰਮ ਰਹੇ ਹਨ:

ਹਵਾ ਦੇ ਗਤੀ ਲਈ ਮੁਆਵਜ਼ਾ:

ਜੇ ਹਵਾ ਦੀ ਦਿਸ਼ਾ ਧੁਨੀ ਦੀ ਦਿਸ਼ਾ ਦੇ ਸਮਾਨ ਹੈ, ਤਾਂ ਸੂਤਰ ਵਿਚਲੀ ਮਾਤਰਾ ਅਤੇ # 8216v ਅਤੇ # 8217 (v + v) ਦੁਆਰਾ ਬਦਲਿਆ ਜਾਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈਡਬਲਯੂ)

ਜੇ ਹਵਾ ਦੀ ਦਿਸ਼ਾ ਧੁਨੀ ਦੀ ਦਿਸ਼ਾ ਦੇ ਉਲਟ ਹੈ, ਤਾਂ ਫਾਰਮੂਲੇ ਵਿਚ ਮਾਤਰਾ & # 8216v & # 8217 (v & # 8211 v) ਨਾਲ ਤਬਦੀਲ ਕੀਤੀ ਜਾਣੀ ਚਾਹੀਦੀ ਹੈਡਬਲਯੂ)

ਜਿੱਥੇ ਵੀਡਬਲਯੂ ਹਵਾ ਦਾ ਗਤੀ ਹੈ.

ਜੇ ਹਵਾ ਦੀ ਦਿਸ਼ਾ ਧੁਨੀ ਦੀ ਦਿਸ਼ਾ ਦੇ ਨਾਲ ਕੁਝ ਕੋਣ ਬਣਾ ਰਹੀ ਹੈ ਤਾਂ ਧੁਨੀ ਦੀ ਦਿਸ਼ਾ ਵਿਚ ਹਵਾ ਦੇ ਵੇਗ ਦੇ ਹਿੱਸੇ ਨੂੰ ਲਿਆ ਜਾਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ.

ਰੋਸ਼ਨੀ ਵਿਚ ਡੋਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ:

ਰੌਸ਼ਨੀ ਦੀ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਵਿਚ ਸਪਸ਼ਟ ਤਬਦੀਲੀ ਜਿਸ ਨੂੰ ਇਕ ਨਿਰੀਖਕ ਦੁਆਰਾ ਵੇਖਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਰੌਸ਼ਨੀ ਦੇ ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਆਬਜ਼ਰਵਰ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਰਿਸ਼ਤੇਦਾਰ ਗਤੀ ਦੇ ਕਾਰਨ, ਡੌਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਨੂੰ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.

ਆਵਾਜ਼ ਅਤੇ ਰੌਸ਼ਨੀ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਿਤ ਡੋਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਇੱਕ ਵੱਡਾ ਅੰਤਰ ਹੇਠਾਂ ਹੈ. ਆਵਾਜ਼ ਦੇ ਮਾਮਲੇ ਵਿਚ, ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਤਬਦੀਲੀ ਇਸ ਗੱਲ 'ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦੀ ਹੈ ਕਿ ਸਰੋਤ ਚਲ ਰਿਹਾ ਹੈ ਜਾਂ ਨਿਰੀਖਕ ਚਲ ਰਿਹਾ ਹੈ ਭਾਵੇਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰੀ ਗਤੀ ਇਕੋ ਜਿਹੇ ਹੋਣ. ਰੋਸ਼ਨੀ ਦੇ ਮਾਮਲੇ ਵਿਚ, ਡੌਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਸਿਰਫ ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਨਿਰੀਖਕ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰੀ ਗਤੀ 'ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਚਾਹੇ ਦੋਵਾਂ ਵਿਚੋਂ ਕਿਹੜਾ ਚਲ ਰਿਹਾ ਹੈ. ਇਸ ਲਈ ਰੋਸ਼ਨੀ ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਿਤ ਕੀਤਾ ਡੌਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਸਮਮਿਤੀ ਹੈ.

ਰੈਡ ਸ਼ਿਫਟ ਅਤੇ ਬਲੂ ਸ਼ਿਫਟ ਲਾਈਟ:

ਜਦੋਂ ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਨਿਰੀਖਕ ਇਕ ਦੂਜੇ ਤੋਂ ਦੂਰ ਚਲੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ, ਤਾਂ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੇ ਮੱਧ ਵਿਚ ਤਰੰਗ ਲੰਬਾਈ ਲਾਲ ਵੱਲ ਬਦਲ ਦਿੱਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਇਸ ਵਰਤਾਰੇ ਨੂੰ ਡੋਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਕਾਰਨ ਰੈੱਡਸ਼ਿਸ਼ਟ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਜਦੋਂ ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਨਿਰੀਖਕ ਇਕ ਦੂਜੇ ਤੋਂ ਦੂਰ ਚਲੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ, ਤਾਂ ਨਿਰੀਖਕ ਰੌਸ਼ਨੀ ਦੀ ਅਸਲ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ (ਲਾਲ ਵੱਲ) ਤੋਂ ਘੱਟ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਵੇਖਦਾ ਹੈ.

ਜਦੋਂ ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਨਿਰੀਖਕ ਇਕ ਦੂਜੇ ਵੱਲ ਵਧਦੇ ਹਨ, ਤਾਂ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੇ ਮੱਧ ਵਿਚ ਤਰੰਗ ਲੰਬਾਈ ਨੀਲੇ ਵੱਲ ਬਦਲ ਦਿੱਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਇਸ ਵਰਤਾਰੇ ਨੂੰ ਡੋਪਲਰ ਪ੍ਰਭਾਵ ਕਾਰਨ ਨੀਲੀ ਸ਼ਿਫਟ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਜਦੋਂ ਸਰੋਤ ਅਤੇ ਨਿਰੀਖਕ ਇਕ ਦੂਜੇ ਵੱਲ ਵਧਦੇ ਹਨ, ਤਾਂ ਨਿਰੀਖਕ ਰੌਸ਼ਨੀ ਦੀ ਅਸਲ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ (ਨੀਲੇ ਵੱਲ) ਨਾਲੋਂ ਉੱਚ ਆਵਿਰਤੀ ਵੇਖਦਾ ਹੈ.

ਡੋਪਲਰ ਸ਼ਿਫਟ ਦਾ ਮਾਪ ਤਾਰਿਆਂ ਅਤੇ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਗਤੀ ਦੇ ਅਧਿਐਨ ਵਿੱਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕਰਦਾ ਹੈ.


1 ਉੱਤਰ 1

ਪਹਿਲਾਂ, ਹਬਲ ਅਤੇ ਉਸ ਦੇ ਸਹਿਯੋਗੀ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਵੇਗ ਨੂੰ ਮਾਪ ਰਹੇ ਸਨ, ਹਰ ਇਕ ਤਕਰੀਬਨ ਇਕ ਅਰਬ ਤਾਰਿਆਂ ਜਾਂ ਇਸ ਤੋਂ ਵੱਧ ਦਾ ਬਣਿਆ ਹੋਇਆ ਸੀ. ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਮਾਪ 'ਬ੍ਰਹਿਮਤੀ ਗਤੀ' ਕਾਰਨ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਸੰਬੰਧੀ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟ ਅਤੇ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟ ਵਿਚ ਅੰਤਰ ਨਹੀਂ ਕਰਦੇ ਸਨ, ਇਹ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਚਾਲ ਹੈ ਜੋ ਵਿਸਥਾਰ ਕਾਰਨ ਨਹੀਂ ਹੈ. ਉਹ ਖੁਸ਼ਕਿਸਮਤ ਸਨ, ਹਾਲਾਂਕਿ, ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦਾ ਵਿਸਥਾਰ ਇੰਨਾ ਤੇਜ਼ ਹੈ ਕਿ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਸੰਬੰਧੀ ਰੈਡਸ਼ਿਪਟ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਲਈ ਅਜੀਬ ਰੈੱਡਸ਼ਿਫਟ ਨਾਲੋਂ ਬਹੁਤ ਵੱਡਾ ਹੈ ਜਿਸ ਨੂੰ ਉਹ ਸਮੇਂ 'ਤੇ ਮਾਪ ਸਕਦੇ ਸਨ. ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਅੰਦਰ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਵੇਗ ਦਾ ਖਾਸ ਪ੍ਰਸਾਰ ਉਹ ਵੇਖ ਰਹੇ ਸਨ ਉਹ ਹਨ -3 100-300 , < ਆਰਐਮ ਕਿਲੋਮੀਟਰ , < rm s> ^ <-1> $, ਇਹ ਮੁੱਖ ਤੌਰ 'ਤੇ ਅੱਖਾਂ ਦੇ ਰੇਖੀਆਂ ਨੂੰ ਵਧਾਉਣ ਵਿੱਚ ਯੋਗਦਾਨ ਪਾਉਂਦਾ ਹੈ ਗਲੈਕਸੀ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਵੱਖ-ਵੱਖ ਵੇਗ ਓਵਰਲੈਪ ਦੇ ਨਾਲ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਵਿਅਕਤੀਗਤ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਤਰਜ਼ ਵਜੋਂ. ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਆਪਣੇ ਆਪ ਵਿਚ ਕੁਝ ਸੌ $ ^ <-1> g, ਜਾਂ ਗਲੈਕਸੀ ਸਮੂਹਾਂ ਵਿਚ slightly 2000 , < rm km> ਦੇ ਥੋੜ੍ਹੇ ਜਿਹੇ ਹੋਰ ਵਿਲੱਖਣ ਵੇਗ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ. extreme, < rm s> ^ <-1> $ ਜਾਂ ਇਸ ਤਰਾਂ ਦੇ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਮਾਮਲਿਆਂ ਵਿੱਚ.

ਹੱਬਲ ਦੇ ਅਸਲ ਦੂਰੀ-ਵੇਗ ਚਿੱਤਰ ਦੇ ਵੇਗ ਤੇ ਤਕਰੀਬਨ $ 1000 , < rm km> , < rm s> ^ <-1> to ਹਨ ਅਤੇ ਦੂਰੀ ਦੇ ਨਾਲ ਇੱਕ ਸਪੱਸ਼ਟ ਰੁਝਾਨ ਹੈ. ਪਲਾਟ 'ਤੇ ਦਿਖਾਈ ਗਈ ਅਧਿਕਤਮ ਗਤੀ ਵਿਚ ਸੀਮਤ ਕਾਰਕ ਅਸਲ ਵਿਚ ਵੇਗ ਨਹੀਂ ਸਨ, ਪਰ ਉਹ ਦੂਰੀਆਂ ਜੋ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੇ ਪਹਿਲਾਂ ਹੀ ਲਗਭਗ $ 4000 , < rm km> km, < rm s> ^ <-1> $ ਦੇ ਵੇਗ ਨੂੰ ਮਾਪਿਆ ਸੀ. ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਸ਼ੱਕ ਹੋਇਆ ਕਿ ਇਹ ਤੇਜ਼ ਗੈਲੈਕਸੀਆਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਅਕਾਰ ਅਤੇ ਚਮਕ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਦੂਰ ਸਨ, ਪਰ ਇਨ੍ਹਾਂ ਚੀਜ਼ਾਂ ਲਈ ਵਧੇਰੇ ਦੂਰੀ ਮਾਪਣ ਦੇ ਸਮੇਂ ਇਸਦਾ ਕੋਈ ਸਾਧਨ ਨਹੀਂ ਸੀ. ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਅਸਲ ਪੇਪਰਾਂ ਨੂੰ ਪੜ੍ਹਦੇ ਹੋ, ਤਾਂ ਸੁਰ ਕਾਫ਼ੀ ਅਸਥਾਈ ਹੈ - ਇਹ ਸਪੱਸ਼ਟ ਸੀ ਕਿ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਲਈ ਇਹ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ 'ਤੇ ਸਾਡੇ ਦੁਆਰਾ ਸਾਰੀਆਂ ਦਿਸ਼ਾਵਾਂ ਤੋਂ ਵਾਪਸ ਆਉਣਾ ਬਹੁਤ ਅਜੀਬ ਹੋਵੇਗਾ, ਅਤੇ "ਡੀ ਸਿਟਰ ਦੇ ਸਿਧਾਂਤ" ਨਾਲ ਜੋੜਨ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਸੀ. ਸਾਫ ਹੈ, ਪਰ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੇ ਸਾਵਧਾਨ ਕੀਤਾ ਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੇ ਮਹਿਸੂਸ ਕੀਤਾ ਕਿ ਨਤੀਜੇ ਨੂੰ ਠੋਸ ਕਰਨ ਲਈ ਵਧੇਰੇ ਮਾਪ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਸੀ. ਇਸ ਦਾ ਸਾਰ ਕਰਨ ਲਈ, ਉਹ ਸ਼ੱਕੀ ਕਿ ਉਹ ਜੋ ਵੇਖ ਰਹੇ ਸਨ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਵਿਸਥਾਰ ਕਾਰਨ ਸੀ, ਅਤੇ ਇਹ ਸੀ ਪ੍ਰਮੁੱਖ ਉਹਨਾਂ ਦੇ ਮਾਪੇ ਵੇਗ ਦਾ ਹਿੱਸਾ, ਅਰਥਾਤ ਅਜੀਬੋ ਗਤੀ ""ਣਯੋਗ" ਹਨ, looseਿੱਲੇ ਬੋਲਣ ਲਈ.

ਤੁਸੀਂ ਸਹੀ ਹੋ ਕਿ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਲਈ, ਤੁਹਾਨੂੰ ਪਹਿਲਾਂ ਪ੍ਰਸ਼ਨ ਵਿਚ ਸਪੈਕਟ੍ਰਲ ਲਾਈਨ ਦੀ ਅੰਦਰੂਨੀ ਤਰੰਗ-ਲੰਬਾਈ ਨੂੰ ਜਾਣਨ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ. ਅਸਲ ਕਾਗਜ਼ਾਤ ਖਾਸ ਤੌਰ 'ਤੇ ਵਰਤੀਆਂ ਜਾਂਦੀਆਂ ਖਾਸ ਲਾਈਨਾਂ ਬਾਰੇ ਹੈਰਾਨੀ ਨਾਲ ਥੋੜੇ ਅਸਪਸ਼ਟ ਹਨ, ਸਿਰਫ ਇਹ ਕਹਿੰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਉਹ ਸ਼ਾਨਦਾਰ ਸਮਾਈ ਲਾਈਨਾਂ ਸਨ ਅਤੇ ਇਹ ਕਿ ਉਹ ਹਰ ਗਲੈਕਸੀ ਲਈ ਇਕ ਤੋਂ ਵੱਧ ਪ੍ਰਯੋਗ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਲਾਈਨਾਂ ਤੋਂ ਵੇਗ ਦੇ ਮਾਪ ਇਸ ਸਮੇਂ ਤੱਕ ਕਾਫ਼ੀ ਰੁਟੀਨ ਸਨ, ਇਸ ਲਈ ਮੇਰਾ ਅਨੁਮਾਨ ਹੈ ਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੇ ਸਾਰੇ ਵੇਰਵਿਆਂ ਬਾਰੇ ਵਿਸਥਾਰ ਨਾਲ ਸਮਝਣ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਮਹਿਸੂਸ ਨਹੀਂ ਕੀਤੀ, ਦੂਰੀਆਂ ਦੇ ਮਾਪ ਕਾਰਜ ਦੇ ਵਧੇਰੇ ਕੱਟੜ ਹਿੱਸੇ ਵਜੋਂ ਹਨ, ਉਹ ਇਨ੍ਹਾਂ 'ਤੇ ਹੋਰ ਵੀ ਵਿਸਥਾਰ ਨਾਲ ਦੱਸਦੇ ਹਨ. ਸੰਭਵ ਤੌਰ 'ਤੇ ਉਹ ਸਭ ਤੋਂ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਰੇਖਾਵਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰ ਰਹੇ ਹੋਣਗੇ, ਇੱਕ ਅੰਦਾਜ਼ੇ' ਤੇ ਸ਼ਾਇਦ ਕੈਲਸੀਅਮ, ਸੋਡੀਅਮ ਜਾਂ ਮੈਗਨੀਸ਼ੀਅਮ ਲਾਈਨਾਂ. ਲੋਕ ਸਾਡੀ ਗਲੈਕਸੀ ਵਿਚ ਸੌਰ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਅਤੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਹੀ ਕੰਮ ਕਰ ਚੁੱਕੇ ਸਨ ਜੋ ਕਿ ਤਾਰਿਆਂ ਲਈ ਖਾਸ ਸਨ, ਅਤੇ ਕਿਉਕਿ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀਆਂ ਬਣੀਆਂ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ ਉਹਨਾਂ ਤੋਂ ਉਮੀਦ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਸੀ ਕਿ ਉਹਨਾਂ ਦੇ ਘੱਟ ਜਾਂ ਘੱਟ ਇਕੋ ਜਿਹੀ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਹੋਣ. ਦਿੱਤੀਆਂ ਗਈਆਂ 2-3 ਲਾਈਨਾਂ ਜਿਹੜੀਆਂ ਥੋੜ੍ਹੇ ਜਿਹੇ ਮੁੱ strongਲੀਆਂ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਲਾਈਨਾਂ ਵਿਚੋਂ ਹੋਣ ਦੀ ਉਮੀਦ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਉਹਨਾਂ ਦੀ ਅਨੁਸਾਰੀ ਤਰੰਗ ਦਿਸ਼ਾ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਉਹਨਾਂ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕਰਨਾ ਬਹੁਤ ਮੁਸ਼ਕਲ ਨਹੀਂ ਹੈ, ਉਹਨਾਂ ਦੀਆਂ ਬਾਕੀ ਦੀਆਂ ਵੇਵ ਵੇਲਿਥਾਂ ਜਿਹੜੀਆਂ ਲੈਬ ਵਿਚ ਆਰਕ ਲੈਂਪ ਮਾਪਣ ਤੋਂ ਜਾਣੀਆਂ ਜਾਂਦੀਆਂ ਹਨ.

ਉਪਰੋਕਤ ਲਈ ਹਵਾਲੇ ਹੱਬਲ ਦੁਆਰਾ ਅਸਲ ਕਾਗਜ਼ ਅਤੇ ਹੁਮਾਸਨ ਦੁਆਰਾ ਸੰਬੰਧਿਤ ਕਾਗਜ਼ ਹਨ, ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਨੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਅੱਖਾਂ ਦੇ ਮਾਪ ਨੂੰ ਪੂਰਾ ਕੀਤਾ.


ਇਸ ਦੇ ਲਾਲ ਸ਼ਿਫਟ ਤੋਂ ਤਾਰੇ ਦੇ ਵੇਗ ਦੇ ਹਿੱਸੇ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕਿਵੇਂ ਕਰੀਏ? - ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

ਮਿਨਕੋਵਸਕੀ ਦੇ ਰੇਡੀਓ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦਾ ਅਧਿਐਨ 3 ਸੀ 295 ਦੀ ਪਛਾਣ ਨਾਲ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਸਮੂਹ ਦੇ ਮੈਂਬਰ ਦੇ ਨਾਲ 0.46 (ਮਿੰਕੋਵਸਕੀ 1960) ਦੀ ਬੇਮਿਸਾਲ ਰੈੱਡਸ਼ਿਫਟ ਤੇ ਹੋਇਆ। ਐਲਨ ਸੈਂਡੇਜ ਆਫ਼ ਮਾtਂਟ. ਵਿਲਸਨ ਅਤੇ ਪਲੋਮਰ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀਜ਼ ਅਤੇ ਕੈਲੀਫੋਰਨੀਆ ਇੰਸਟੀਚਿ ofਟ Technologyਫ ਟੈਕਨਾਲੋਜੀ (ਕੈਲਟੇਕ) ਦੇ ਮਾਰਟਿਨ ਸ਼ਮਿਟ ਨੇ ਫੇਰ ਰੇਡੀਓ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੀ ਆਪਟੀਕਲ ਪਛਾਣ ਅਤੇ redshift ਦੀ ਭਾਲ ਕੀਤੀ. ਦੋਵਾਂ ਨੇ ਥਾਮਸ ਏ ਮੈਥਿwsਜ਼ ਨਾਲ ਕੰਮ ਕੀਤਾ, ਜਿਸਨੇ ਕਾਲਟੇਕ ਦੁਆਰਾ ਸੰਚਾਲਤ ਓਵੈਨਸ ਵੈਲੀ ਰੇਡੀਓ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ ਵਿਖੇ ਨਵੇਂ ਇੰਟਰਫੇਰੋਮੀਟਰ ਨਾਲ ਸਹੀ ਰੇਡੀਓ ਪੁਜ਼ੀਸ਼ਨਾਂ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕੀਤੀਆਂ. 1960 ਵਿਚ, ਸੰਡੇਜ ਨੇ 3 ਸੀ 48 ਦੀ ਇਕ ਤਸਵੀਰ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕੀਤੀ ਜਿਸ ਵਿਚ ਇਕ 16 ਮੀਟਰ ਦੀ ਤਾਰ ਵਾਲੀ ਚੀਜ਼ ਦਿਖਾਈ ਦਿੱਤੀ ਜਿਸ ਵਿਚ ਇਕ ਬੇਹੋਸ਼ੀ ਹੋ ਗਈ. ਆਬਜੈਕਟ ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਨੇ ਅਣਜਾਣ ਵੇਵ ਵੇਲਿਥਂਥਾਂ ਤੇ ਵਿਆਪਕ ਨਿਕਾਸ ਦੀਆਂ ਲਾਈਨਾਂ ਦਿਖਾਈਆਂ, ਅਤੇ ਫੋਟੋਮੀਟਰੀ ਨੇ ਦਿਖਾਇਆ ਕਿ ਵਸਤੂ ਪਰਿਵਰਤਨਸ਼ੀਲ ਹੈ ਅਤੇ ਆਮ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਮੁਕਾਬਲੇ ਅਲਟਰਾਵਾਇਲਟ ਨਿਕਾਸ ਦੀ ਵਧੇਰੇ ਮਾਤਰਾ ਹੈ. ਰੇਡੀਓ ਸਰੋਤਾਂ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦੀਆਂ ਕਈ ਹੋਰ ਸਪਸ਼ਟ ਤੌਰ ਤੇ ਤਾਰਿਆਂ ਵਰਗੇ ਚਿੱਤਰ ਅਜੀਬ, ਵਿਆਪਕ ਨਿਕਾਸ ਦੀਆਂ ਲਾਈਨਾਂ ਦਿਖਾਉਣ ਲਈ ਪਾਏ ਗਏ ਸਨ. ਅਜਿਹੀਆਂ ਵਸਤੂਆਂ ਨੂੰ ਅਰਧ-ਰਵਾਇਤੀ ਰੇਡੀਓ ਸਰੋਤ (ਕਿ Qਐਸਆਰਐਸ), ਅਰਧ-ਸਧਾਰਣ ਸਰੋਤ (ਕਿ Qਐਸਐਸ), ਜਾਂ ਕਵਾਸਰ ਵਜੋਂ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਸੰਡੇਜ ਨੇ 3 ਸੀ 48 'ਤੇ ਕੰਮ ਦੀ ਦਸੰਬਰ, 1960 ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਨਿਰਧਾਰਤ ਪੇਪਰ ਵਿੱਚ, ਏਏਐਸ ਦੀ ਮੀਟਿੰਗ ਦੀ ਰਿਪੋਰਟ ਕੀਤੀ (ਸੰਪਾਦਕਾਂ ਦੁਆਰਾ ਸੰਖੇਪ ਵਿੱਚ ਸਕਾਈ ਅਤੇ ਟੈਲੀਸਕੋਪ [ਮੈਥਿwsਜ਼ ਅਤੇ ਹੋਰ. 1961]). ਇੱਕ "ਰਿਮੋਟ ਸੰਭਾਵਨਾ ਸੀ ਕਿ ਇਹ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਇੱਕ ਦੂਰ ਦੀ ਗਲੈਕਸੀ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ" ਪਰ "ਆਮ ਸਮਝੌਤਾ" ਕਿ ਇਹ "ਬਹੁਤ ਸਾਰੀਆਂ ਅਜੀਬ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਵਾਲਾ ਇੱਕ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਨੇੜਲਾ ਤਾਰਾ ਸੀ."

ਇਹ ਸਫਲਤਾ 5 ਫਰਵਰੀ, 1963 ਨੂੰ ਆਈ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਸਮਿੱਟ ਕਾਸਰ 3 ਸੀ 273 ਦੇ ਵਿਚਾਰਾਂ ਬਾਰੇ ਸੋਚ ਰਿਹਾ ਸੀ. ਅਗਸਤ, 1962 ਵਿਚ ਹੈਜ਼ਰਡ, ਮੈਕੀ ਅਤੇ ਸ਼ਿਮਿੰਸ (1963) ਦੁਆਰਾ ਇਕ ਸਹੀ ਸਥਿਤੀ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕੀਤੀ ਗਈ ਸੀ, ਜਿਸਨੇ 210 ਫੁੱਟ ਦੇ ਐਂਟੀਨਾ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕੀਤੀ ਸੀ ਆਸਟਰੇਲੀਆ ਵਿਚ ਪਾਰਕਸ ਸਟੇਸ਼ਨ 3 ਸੀ 273 ਦੇ ਇਕ ਚੰਦਰਮਾ ਨੂੰ ਵੇਖਣ ਲਈ. ਸ੍ਰੋਤ ਦੇ ਅਲੋਪ ਹੋਣ ਅਤੇ ਦੁਬਾਰਾ ਪ੍ਰਗਟ ਹੋਣ ਦੇ ਸਹੀ ਸਮੇਂ ਅਤੇ Fromੰਗ ਤੋਂ, ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੇ ਨਿਸ਼ਚਤ ਕੀਤਾ ਕਿ ਸਰੋਤ ਦੇ ਦੋ ਹਿੱਸੇ ਸਨ. 3 ਸੀ 273 ਏ ਕੋਲ ਇੱਕ ਕਾਫ਼ੀ ਆਮ ਕਲਾਸ II ਰੇਡੀਓ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਸੀ, ਐੱਫ

-0.9 ਅਤੇ ਇਸਨੂੰ 20 ਸਕਿੰਟ ਆਰਕ ਨੂੰ ਕੰਪੋਨੈਂਟ `ਬੀ ਤੋਂ ਵੱਖ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਸੀ, ਜਿਸਦਾ ਆਕਾਰ 0.5 ਆਰਕੇਸਕ ਤੋਂ ਘੱਟ ਸੀ ਅਤੇ ਇੱਕ" ਸਭ ਤੋਂ ਅਸਧਾਰਨ "ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਸੀ, f

0.0. ਰੇਡੀਓ ਪੁਜ਼ੀਸ਼ਨਾਂ ਬੀ ਅਤੇ ਏ ਕ੍ਰਮਵਾਰ, 13 ਮੀਟਰ ਦੇ ਤਾਰੇ ਵਰਗੇ ਆਬਜੈਕਟ ਦੇ ਨਾਲ ਅਤੇ ਇੱਕ ਤਾਰਸ਼ ਸੂਝ ਜਾਂ ਤਾਰੇ ਤੋਂ ਦੂਰ ਸੰਕੇਤ ਕਰਨ ਵਾਲੀ ਜੈੱਟ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦੀਆਂ ਹਨ. ਪਹਿਲਾਂ ਸਟਾਰਲਰ ਆਬਜੈਕਟ ਨੂੰ ਫੋਰਗਰਾਉਂਡ ਸਟਾਰ ਹੋਣ ਦੇ ਸ਼ੱਕ ਤੇ, ਸਮਿੱਟ ਨੇ ਦਸੰਬਰ, 1962 ਦੇ ਅਖੀਰ ਵਿੱਚ 200 ਇੰਚ ਦੇ ਦੂਰਬੀਨ ਤੇ ਇਸ ਦਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕੀਤਾ. ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿੱਚ ਅਣਜਾਣ ਵੇਵ ਵੇਲੈਂਥਥੈਂਟਸ ਉੱਤੇ ਵਿਸ਼ਾਲ ਨਿਕਾਸ ਰੇਖਾਵਾਂ ਦਿਖਾਈਆਂ ਗਈਆਂ, ਜੋ ਕਿ 3 ਸੀ 48 ਦੇ ਵੱਖਰੇ ਹਨ. ਸਪੱਸ਼ਟ ਹੈ, ਵਸਤੂ ਕੋਈ ਆਮ ਸਿਤਾਰਾ ਨਹੀਂ ਸੀ. ਸ਼ਮਿਟ ਨੇ ਨੋਟ ਕੀਤਾ ਕਿ ਆਪਟੀਕਲ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿੱਚ ਚਾਰ ਨਿਕਾਸ ਦੀਆਂ ਲਾਈਨਾਂ ਨੇ ਘੱਟ ਰਹੀ ਤਾਕਤ ਅਤੇ ਨੀਲੇ ਵੱਲ ਦੂਰੀ ਬਣਾਉਣ ਦਾ ਇੱਕ ਨਮੂਨਾ ਦਿਖਾਇਆ, ਬਾਲਮਰ ਲੜੀ ਨੂੰ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਦੀ ਯਾਦ ਦਿਵਾਉਂਦੀ ਹੈ. ਉਸ ਨੇ ਪਾਇਆ ਕਿ ਚਾਰ ਲਾਈਨਾਂ ਐਚ, ਐਚ, ਐਚ, ਅਤੇ ਐਚ ਦੀ ਉਮੀਦ ਕੀਤੀ ਤਰੰਗ ਲੰਬਾਈ ਦੇ ਨਾਲ z = 0.16 ਦੇ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟ ਨਾਲ ਸਹਿਮਤ ਹਨ. ਬਦਲੇ ਵਿੱਚ ਇਸ ਬਦਲਾਵ ਨੇ ਉਸਨੂੰ ਐਮਜੀ II 2798 ਦੇ ਨਾਲ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੇ ਅਲਟਰਾਵਾਇਲਟ ਹਿੱਸੇ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਲਾਈਨ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੱਤੀ. ਸਮਿੱਡਟ ਨੇ ਆਪਣੇ ਸਾਥੀਆਂ, ਜੇਸੀ ਐਲ. ਗ੍ਰੇਨਸਟਾਈਨ ਅਤੇ ਜੇ ਬੀ ਓਕੇ ਨਾਲ ਸਲਾਹ ਕੀਤੀ. ਓਕੇ ਨੇ 100 ਇੰਚ ਦੀ ਦੂਰਬੀਨ 'ਤੇ 3 ਸੀ 273 ਦੀ ਫੋਟੋਆਇਲੈਕਟ੍ਰਿਕ ਸਪੈਕਟਰੋਫੋਟੋਮੈਟਰੀ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕੀਤੀ ਸੀ, ਜਿਸ ਨੇ 7600' ਤੇ ਇਨਫਰਾਰੈੱਡ ਵਿਚ ਇਕ ਐਮੀਸ਼ਨ ਲਾਈਨ ਦਾ ਖੁਲਾਸਾ ਕੀਤਾ ਸੀ। ਪ੍ਰਸਤਾਵਿਤ ਰੈੱਡਸ਼ਿਸ਼ਟ ਦੇ ਨਾਲ, ਇਹ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾ ਐਚ. ਗ੍ਰੀਨਸਟਾਈਨ ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ 3 ਸੀ 48 ਦੇ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟ ਨਾਲ ਹੋਣ ਦੀ ਸੰਭਾਵਤ ਤਵੱਜੋ ਨਾਲ ਸਹਿਮਤ ਹੋ ਗਈ ਦੇ z = 0.37, ਦੋਵਾਂ ਆਬਜੈਕਟ ਵਿਚ ਐਮ ਜੀ II ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਦੁਆਰਾ ਸਹਿਯੋਗੀ. ਕਵਾਸਰਾਂ ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੀ ਬੁਝਾਰਤ ਹੱਲ ਹੋ ਗਈ.

ਇਹ ਨਤੀਜੇ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਕੀਤੇ ਗਏ ਸਨ ਕੁਦਰਤ ਛੇ ਹਫ਼ਤਿਆਂ ਬਾਅਦ ਹੈਜ਼ਰਡ ਐਟ ਅਲ ਦੁਆਰਾ ਜੁੜੇ ਕਾਗਜ਼ਾਂ ਵਿਚ. (1963) ਸ਼ਮਿਟ (1963) ਓਕੇ (1963) ਅਤੇ ਗ੍ਰੀਨਸਟਾਈਨ ਅਤੇ ਮੈਥਿwsਜ਼ (1963). ਵਸਤੂਆਂ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਘਣਤਾ ਵਾਲੇ ਗੈਲੈਕਟਿਕ ਸਿਤਾਰੇ ਹੋ ਸਕਦੀਆਂ ਹਨ, ਇੱਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟ ਦਿੰਦੀਆਂ ਹਨ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਇਸ ਵਿਆਖਿਆ ਦਾ ਨਿਕਾਸ ਲਾਈਨਾਂ ਦੀ ਚੌੜਾਈ ਅਤੇ ਵਰਜਿਤ ਲਾਈਨਾਂ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਨਾਲ ਮੇਲ ਕਰਨਾ ਮੁਸ਼ਕਲ ਸੀ. "ਸਭ ਤੋਂ ਸਿੱਧਾ ਅਤੇ ਘੱਟੋ ਘੱਟ ਇਤਰਾਜ਼ਯੋਗ" ਵਿਆਖਿਆ ਇਹ ਸੀ ਕਿ ਆਬਜੈਕਟ ਐਕਸਟ੍ਰਾਗੈਲੇਕਟਿਕ ਸਨ, ਹੱਬਲ ਦੇ ਵਿਸਥਾਰ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੀਆਂ ਰੈਡਸ਼ਿੱਪਾਂ ਦੇ ਨਾਲ. ਰੀਡਸ਼ਾਫਟ ਵੱਡੀ ਸੀ ਪਰ ਇਹ ਬੇਮਿਸਾਲ ਨਹੀਂ ਸੀ ਕਿ 3 ਸੀ 48 ਦਾ 3 ਸੀ 295 ਦੇ ਬਾਅਦ ਦੂਸਰਾ ਸਥਾਨ ਸੀ. ਦੋ ਕਵਾਸਰਾਂ ਦੀ ਰੇਡੀਓ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਮੁੰਦਰੀ ਏ ਅਤੇ 3 ਸੀ 295 ਨਾਲ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਸਨ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਆਪਟੀਕਲ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਚਮਕ ਰਹੇ ਸਨ, "10 - 30. ਸਭ ਤੋਂ ਚਮਕਦਾਰ ਵਿਸ਼ਾਲ ਅੰਡਾਕਾਰ ਨਾਲੋਂ ਚਮਕਦਾਰ "ਅਤੇ ਰੇਡੀਓ ਸਤਹ ਦੀ ਚਮਕ ਰੇਡੀਓ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਨਾਲੋਂ ਵੱਡੀ ਸੀ. 3 ਸੀ 273 ਦੀ ਰੀਡਸ਼ਿਪਟ ਨੇ 47,400 ਕਿਲੋਮੀਟਰ ਐੱਸ -1 ਦੀ ਗਤੀ ਅਤੇ ਲਗਭਗ 500 ਐਮਪੀਸੀ ਦੀ ਦੂਰੀ ਨੂੰ ਦਰਸਾਇਆ (ਇਸਦੇ ਲਈ ਐੱਚ0 100 ਕਿਲੋਮੀਟਰ s -1 ਐਮਪੀਸੀ -1). ਪ੍ਰਮਾਣੂ ਖੇਤਰ ਫਿਰ ਵਿਆਸ ਵਿੱਚ 1 ਕੇਪੀਸੀ ਤੋਂ ਘੱਟ ਹੋਵੇਗਾ. ਜੈੱਟ ਲਗਭਗ 50 ਕੇ.ਪੀ.ਸੀ. ਦੀ ਦੂਰੀ 'ਤੇ ਹੋਵੇਗਾ, ਜਿਸਦਾ ਅਰਥ 10 5 ਸਾਲ ਤੋਂ ਵੀ ਵੱਧ ਸਮੇਂ ਦਾ ਹੋਵੇਗਾ ਅਤੇ ਕੁਲ energyਰਜਾ ਘੱਟੋ ਘੱਟ 10 59 ਐਰਜ ਦੀ ਹੋਵੇਗੀ.

3 ਸੀ 273 ਦੇ ਰੀਡਸ਼ਿਪਟ ਦੀ ਘੋਸ਼ਣਾ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ, ਮੈਥਿwsਜ਼ ਅਤੇ ਸੈਂਡੇਜ (1963) ਨੇ ਇੱਕ ਕਾਗਜ਼ ਪੇਸ਼ ਕੀਤਾ ਸੀ ਜਿਸ ਵਿੱਚ 3 ਸੀ 48, 3 ਸੀ 196 ਅਤੇ 3 ਸੀ 286 ਦੀ ਪਛਾਣ ਵਧੀਆ optਪਟੀਕਲ ਵਸਤੂਆਂ ਨਾਲ ਕੀਤੀ ਗਈ ਸੀ. ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੇ ਇਸ ਪ੍ਰਸਿੱਧ ਧਾਰਨਾ ਦੀ ਪੜਤਾਲ ਕੀਤੀ ਕਿ ਇਹ ਚੀਜ਼ਾਂ ਕਿਸੇ ਕਿਸਮ ਦੇ ਗਲੈਕਟੀਕ ਤਾਰੇ ਸਨ, ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੇ ਅਸਮਾਨ 'ਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਆਈਸੋਟ੍ਰੋਪਿਕ ਵਿਤਰਣ ਅਤੇ ਸਹੀ ਗਤੀ ਦੀ ਘਾਟ ਤੋਂ ਬਹਿਸ ਕਰਦੇ ਹੋਏ ਕਿਹਾ ਕਿ ਸੂਰਜ ਤੋਂ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਧ ਸੰਭਾਵਤ ਦੂਰੀ ਲਗਭਗ 100 ਪੀਸੀ ਸੀ. ਆਬਜੈਕਟ ਵਿਚ ਅਜੀਬ ਰੰਗ ਸਨ, ਅਤੇ 3 ਸੀ 48 ਵਿਚ 0.4 ਮੈਗ ਦੇ ਹਲਕੇ ਭਿੰਨਤਾਵਾਂ ਦਿਖਾਈਆਂ ਗਈਆਂ ਸਨ. 3 ਸੀ 273 ਅਤੇ 3 ਸੀ 48 ਦੀ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟ ਦੀ ਖੋਜ ਤੋਂ ਬਾਅਦ ਸ਼ਾਮਲ ਕੀਤੇ ਗਏ ਇਕ ਹਿੱਸੇ ਵਿਚ, ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੇ ਦੱਸਿਆ ਕਿ ਆਪਟੀਕਲ ਲਾਈਟ ਭਿੰਨਤਾਵਾਂ ਦੁਆਰਾ ਦਰਸਾਈ ਗਈ 0.15 ਪੀਸੀ ਦੀ ਅਕਾਰ ਸੀਮਾ, ਰੇਡਸ਼ਾਫਟ ਵਿਚ ਲਿਜਾਣ ਦੁਆਰਾ ਦਰਸਾਏ ਗਏ ਵਿਸ਼ਾਲ ਦੂਰੀ ਅਤੇ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਦੇ ਸੰਦਰਭ ਵਿਚ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਸੀ. ਹੱਬਲ ਦੇ ਵਿਸਥਾਰ ਦਾ ਨਤੀਜਾ.

ਗ੍ਰੀਨਸਟਾਈਨ ਅਤੇ ਸ਼ਮਿਟ (1964) ਦੁਆਰਾ 3 ਸੀ 48 ਅਤੇ 3 ਸੀ 273 ਦਾ ਵਿਸਥਾਰਤ ਵਿਸ਼ਲੇਸ਼ਣ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਸੀ. ਉਹਨਾਂ ਨੇ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟ ਦੇ ਸਪਸ਼ਟੀਕਰਨ ਨੂੰ ਸਮਝਿਆ (1) ਆਕਾਸ਼ਗੰਗਾ ਦੇ ਆਸ ਪਾਸ ਜਾਂ ਉਸ ਦੇ ਨੇੜੇ ਚੀਜ਼ਾਂ ਦੀ ਤੇਜ਼ ਗਤੀ, (2) ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਰੀਡਸ਼ਾਫਟ, ਅਤੇ (3) ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਸੰਬੰਧੀ ਰੀਡਸ਼ਾਫਟ. ਜੇ 3 ਸੀ 273 ਵਿਚ ਰੇਡਿਅਲ ਵੇਗ ਨਾਲ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਗਤੀ ਇਸ ਦੇ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟ ਦੁਆਰਾ ਕੀਤੀ ਗਈ ਸੀ, ਤਾਂ ਇਕ ਸਹੀ motionੁਕਵੀਂ ਗਤੀ ਦੀ ਘਾਟ ਘੱਟੋ ਘੱਟ 10 ਐਮ ਪੀਸੀ ਦੀ ਦੂਰੀ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ (ਚੰਗੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਨੇੜਲੀਆਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਤੋਂ ਪਾਰ). ਅਨੁਸਾਰੀ ਸੰਪੂਰਨ ਵਿਸ਼ਾਲਤਾ ਤਾਰਿਆਂ ਨਾਲੋਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਦੇ ਨੇੜੇ ਸੀ. ਜਾਣੇ-ਪਛਾਣੇ ਵੇਗਾਂ ਵਾਲੇ ਚਾਰ ਕਵਾਸਰ ਸਾਰੇ ਇਕਸਾਰ ਹੋ ਰਹੇ ਸਨ ਅਤੇ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਦੀ ਗਤੀ ਦੇ ਇਕ ਪ੍ਰਸੰਸਾਯੋਗ ਹਿੱਸੇ ਲਈ ਇਕ ਵਿਸ਼ਾਲ, ਚਮਕਦਾਰ ਚੀਜ਼ ਨੂੰ ਤੇਜ਼ ਕਰਨਾ ਮੁਸ਼ਕਲ ਜਾਪਦਾ ਸੀ. ਗਰੈਵਿਟੀਏਸ਼ਨਲ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟਸ ਦੇ ਬਾਰੇ, ਗ੍ਰੀਨਸਟਾਈਨ ਅਤੇ ਸਮਿੱਟ ਨੇ ਦਲੀਲ ਦਿੱਤੀ ਕਿ ਨਿਕਾਸ ਰੇਖਾਵਾਂ ਦੀ ਚੌੜਾਈ ਨੂੰ ਰੇਡ-ਸ਼ਿਫਟ ਪੈਦਾ ਕਰਨ ਵਾਲੇ ਵਿਸ਼ਾਲ ਆਬਜੈਕਟ ਦੇ ਆਲੇ ਦੁਆਲੇ ਇੱਕ ਛੋਟੇ ਭਾਗਾਂ ਦੇ ਘੇਰੇ ਤੱਕ ਸੀਮਿਤ ਕਰਨ ਦੀ ਲੋੜ ਹੈ. ਲਾਈਨ ਪ੍ਰੋਫਾਈਲਾਂ ਦੀ ਵੇਖੀ ਗਈ ਸਮਮਿਤੀ ਕਿਸੇ ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਰੈਡਸ਼ਾਫਟ ਮਾੱਡਲ ਵਿੱਚ ਅਪੂਰਣਿਕ ਪ੍ਰਤੀਤ ਹੋਈ. 1 ਐਮ ਆਬਜੈਕਟ ਲਈ, ਵੇਖਿਆ ਗਿਆ ਐਚ ਫਲਕਸ ਨੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨ ਦੀ ਘਣਤਾ ਦਾ ਸੰਕੇਤ ਦਿੱਤਾ ਐੱਨ 10 19 ਸੈਂਟੀਮੀਟਰ -3, ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿਚ ਵਰਜਿਤ ਲਾਈਨਾਂ ਦੀ ਹਾਜ਼ਰੀ ਨਾਲ ਮੌਜੂਦ ਨਹੀਂ. ਐਮੀਸ਼ਨ-ਲਾਈਨ ਦੇ ਅੜਿੱਕੇ, ਇਕੱਠੇ ਕਰਦੇ ਹੋਏ ਇੱਕ ਵੱਡੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਕਿ ਗਲੈਕਸੀ ਵਿੱਚ ਵਿਸ਼ਾਲ ਵਸਤੂਆਂ ਤਾਰਾਂ ਦੇ ਚੱਕਰ ਨੂੰ ਪਰੇਸ਼ਾਨ ਨਾ ਕਰੇ, ਇੱਕ ਪੁੰਜ ਦੀ ਲੋੜ 10 9 ਐਮ. ਅਜਿਹੇ "ਸੁਪਰਮੈਸਿਵ ਸਟਾਰ" ਦੀ ਸਥਿਰਤਾ ਹੋਯਲ ਅਤੇ ਫਾਉਲਰ (1963 ਏ) ਦੁਆਰਾ ਸਿਧਾਂਤਕ ਕੰਮ ਦੀ ਰੌਸ਼ਨੀ ਵਿੱਚ ਸ਼ੱਕੀ ਜਾਪਦੀ ਸੀ, ਜਿਸ ਨੇ ਵਾਧੂ ਰੇਡੀਓ ਸਰੋਤਾਂ ਦੀ requirementsਰਜਾ ਲੋੜਾਂ ਲਈ ਸੰਭਵ ਸਰੋਤ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਅਜਿਹੀਆਂ ਚੀਜ਼ਾਂ ਦੀ ਜਾਂਚ ਕੀਤੀ ਸੀ. ਰੈਡਸ਼ਿਫਟ ਦੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਵਿਆਖਿਆ ਨੂੰ ਅਪਣਾਉਂਦੇ ਹੋਏ, ਗ੍ਰੇਨਸਟਾਈਨ ਅਤੇ ਸ਼ਮਿਟ ਨੇ ਕ੍ਰਮਵਾਰ 3 ਅਤੇ 48 ਅਤੇ 3 ਸੀ 273 ਲਈ 11 ਅਤੇ 1.2 ਪੀਸੀ ਦੇ ਇਕਸਾਰ ਗੋਲਾਕਾਰ ਨਿਕਾਸ ਖੇਤਰ ਲਈ ਰੇਡੀਏ ਲਈ. ਇਹ H, [O II], ਅਤੇ [O III] ਲਾਈਨ ਅਨੁਪਾਤ ਤੋਂ ਅਨੁਮਾਨਿਤ H ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਮਾਨ ਅਤੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰਾਨਿਕ ਘਣਤਾ ਤੇ ਅਧਾਰਤ ਸੀ. ਵੇਖੇ ਗਏ ਆਪਟੀਕਲ ਪਰਿਵਰਤਨਸ਼ੀਲਤਾ (ਮੈਥਿwsਜ਼ ਅਤੇ ਸੈਂਡੇਜ 1963 ਸਮਿਥ ਅਤੇ ਹਾਫਲੀਟ 1963) ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਹਲਕੀ ਯਾਤਰਾ ਦੇ ਸਮੇਂ ਦੀਆਂ ਰੁਕਾਵਟਾਂ ਦਾ ਸੰਕੇਤ ਕਰਦੇ ਹੋਏ, ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੇ ਇਕ ਮਾਡਲ ਦਾ ਪ੍ਰਸਤਾਵ ਦਿੱਤਾ ਜਿਸ ਵਿਚ ਆਪਟੀਕਲ ਨਿਰੰਤਰਤਾ ਦਾ ਕੇਂਦਰੀ ਸਰੋਤ ਐਮੀਸ਼ਨ-ਲਾਈਨ ਖੇਤਰ ਦੁਆਰਾ ਘਿਰਿਆ ਹੋਇਆ ਸੀ, ਅਤੇ ਅਜੇ ਵੀ ਵੱਡਾ ਰੇਡੀਓ ਉਤਸਰਜਨ ਖੇਤਰ . ਉਹਨਾਂ ਨੇ ਸੁਝਾਅ ਦਿੱਤਾ ਕਿ 10 9 ਐਮ ਆਰਡਰ ਦਾ ਕੇਂਦਰੀ ਸਮੂਹ 3 ਸੀ 273 ਦੇ ਜੈੱਟ ਅਤੇ 3 ਸੀ 48 ਦੇ ਨੇਬਲੋਸਿਟੀ ਦੁਆਰਾ ਦਰਸਾਏ 10 6 ਸਾਲ ਦੀ ਉਮਰ ਭਰ ਲਈ energyੁਕਵੀਂ provideਰਜਾ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਇਹ ਪੁੰਜ ਉਤਸੁਕ ਕਰਨ ਵਾਲੀ ਗੈਸ ਨੂੰ ਸੀਮਤ ਕਰਨ ਦੇ ਬਾਰੇ ਸੀ, ਜੋ ਕਿ ਜੇ ਇਹ 1000 ਕਿਲੋਮੀਟਰ s -1 ਜਾਂ ਇਸ ਤੋਂ ਵੀ ਜ਼ਿਆਦਾ ਦੀ ਗਤੀ ਤੇ ਫੈਲ ਜਾਵੇ ਤਾਂ ਜਲਦੀ ਫੈਲ ਜਾਓ. ਇਹ ਦੱਸਦੇ ਹੋਏ ਕਿ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦਾ ਪੁੰਜ ਇਕ ਸ਼ਵਾਰਜ਼ਸ਼ਾਈਲਡ ਦੇ ਘੇਰੇ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰੀ ਹੋਵੇਗਾ

10 -4 ਪੀਸੀ, ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੇ ਦੇਖਿਆ ਕਿ "ਇਹ ਜਾਣਨਾ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਹੋਵੇਗਾ ਕਿ ਅਜਿਹੇ `ਹਿ'ੇਰੀਏ ਖੇਤਰ ਤੋਂ ਨਿਰੰਤਰ energyਰਜਾ ਅਤੇ ਪੁੰਜ ਇੰਪੁੱਟ ਸੰਭਵ ਹਨ ਜਾਂ ਨਹੀਂ". ਅੰਤ ਵਿੱਚ, ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੇ ਨੋਟ ਕੀਤਾ ਕਿ ਨਿleਕਲੀਅਸ ਦੀ ਚਮਕ ਨਾਲ ਲੁਕੀਆਂ 3 ਸੀ 48 ਅਤੇ 3 ਸੀ 273 ਦੇ ਆਸਪਾਸ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਹੋ ਸਕਦੀਆਂ ਹਨ. ਇਸ ਵਿਸ਼ਲੇਸ਼ਣ ਦੀਆਂ ਬਹੁਤ ਸਾਰੀਆਂ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਏਜੀਐਨ ਬਾਰੇ ਮੌਜੂਦਾ ਸੋਚ ਵਿੱਚ ਮਾਨਤਾ ਪ੍ਰਾਪਤ ਹਨ.

ਤੀਜੀ ਅਤੇ ਚੌਥੀ ਕਸਾਰ ਰੀਡਸ਼ਿਪਸ ਸ਼ਮਿਟ ਅਤੇ ਮੈਥਿwsਜ਼ (1964) ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਕੀਤੀ ਗਈ, ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਨੇ ਕ੍ਰਮਵਾਰ 3 ਸੀ 47 ਅਤੇ 3 ਸੀ 147 ਲਈ z = 0.425 ਅਤੇ 0.545 ਪਾਇਆ. ਸਕਮਿਟ (1965) ਨੇ 5 ਹੋਰ ਕਵਾਸਰਾਂ ਲਈ ਰੈੱਡਸ਼ਿਫਟ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਕੀਤੇ. 3 ਸੀ 254 ਲਈ, ਇਕ ਰੈੱਡਸ਼ਿਫਟ z = 0.734, ਕਈ ਜਾਣੂ ਲਾਈਨਾਂ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ, ਸੀ III] 1909 ਦੀ ਪਛਾਣ ਪਹਿਲੀ ਵਾਰ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦੇ ਰਿਹਾ ਹੈ. ਇਸ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਕ੍ਰਮਵਾਰ 9.5 and 3 ਅਤੇ 9 2798 ਤੋਂ from ਸੀ ਸੀ 1.037 and ਅਤੇ ਸੀ ਟੀ ਏ 102 102 1.0 ਵਿੱਚ ਕ੍ਰਮਵਾਰ 29. and2929 ਅਤੇ 37.37 redsh ਦੀਆਂ ਰੀਡਸ਼ਿਪਾਂ ਨੂੰ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨ ਦਿੱਤਾ. (ਸੀਟੀਏ ਕੈਲਟੇਕ ਰੇਡੀਓ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ ਤੋਂ ਇਕ ਰੇਡੀਓ ਸਰੋਤ ਸੂਚੀ ਹੈ.) 3 ਸੀ 287 ਲਈ, 1909, 2798, ਅਤੇ ਇਕ ਹੋਰ ਪਹਿਲੀ ਸੀ ਆਈ ਵੀ 1550 ਤੋਂ 1.055 ਦੀ ਇਕ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟ ਮਿਲੀ ਸੀ. ਅੰਤ ਵਿਚ, 2.012 ਦੀ ਇਕ ਨਾਟਕੀ higherੰਗ ਨਾਲ ਉੱਚੀ ਰੈਡਸ਼ਿੱਪ 3 ਸੀ 9 ਲਈ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕੀਤੀ ਗਈ ਸੀ. 1550 ਦੇ ਅਧਾਰ 'ਤੇ ਅਤੇ 1215' ਤੇ ਹਾਈਡਰੋਜਨ ਦੀ ਲਾਈਮਨ ਲਾਈਨ ਦੀ ਪਹਿਲੀ ਖੋਜ ਦੇ ਅਧਾਰ 'ਤੇ. ਰੈਡਸ਼ਿਫਟਸ ਇੰਨੇ ਵੱਡੇ ਸਨ ਕਿ ਸੰਪੂਰਨ ਚਮਕਦਾਰ ਵਰਤੇ ਗਏ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਾਡਲ' ਤੇ ਮਹੱਤਵਪੂਰਨ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਾ ਹੈ.

ਸੈਂਡੇਜ (1965) ਨੇ ਰੇਡੀਓ ਸ਼ਾਂਤ ਵਸਤੂਆਂ ਦੀ ਇੱਕ ਵੱਡੀ ਆਬਾਦੀ ਦੀ ਖੋਜ ਦੀ ਰਿਪੋਰਟ ਕੀਤੀ ਜੋ ਕਿ ਕਵਾਸਰਾਂ ਨਾਲ ਮਿਲਦੀ ਜੁਲਦੀ ਦਿਖਾਈ ਦਿੱਤੀ. ਮੈਥਿwsਜ਼ ਅਤੇ ਸੈਂਡੇਜ (1963) ਨੇ ਪਾਇਆ ਸੀ ਕਿ ਰੰਗ-ਰੰਗ (ਯੂ-ਬੀ, ਬੀ-ਵੀ) ਡਾਇਗ੍ਰਾਮ ਦੇ ਸਧਾਰਣ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਤੁਲਨਾ ਵਿਚ ਕਵਾਸਰਾਂ ਨੇ ਇਕ "ਅਲਟਰਾਵਾਇਲਟ ਵਾਧੂ" ਦਿਖਾਇਆ. ਇਹ ਇੱਕ ਖੋਜ ਤਕਨੀਕ ਦੀ ਅਗਵਾਈ ਕੀਤੀ ਜਿਸ ਵਿੱਚ ਯੂ ਅਤੇ ਬੀ ਵਿੱਚ ਐਕਸਪੋਜਰਜ਼ ਇਕੋ ਜਿਹੀ ਫੋਟੋਗ੍ਰਾਫਿਕ ਪਲੇਟ ਤੇ ਰਿਕਾਰਡ ਕੀਤੇ ਗਏ ਸਨ, ਥੋੜ੍ਹੀ ਜਿਹੀ ਸਥਿਤੀ ਵਾਲੀ ਆਫਸੈਟ ਦੇ ਨਾਲ, ਮਜਬੂਤ ਅਲਟਰਾਵਾਇਲਟ ਨਿਰੰਤਰੁਆ ਦੇ ਨਾਲ ਵਸਤੂਆਂ ਦੀ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਪਛਾਣ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੱਤੀ ਗਈ. ਸੈਂਡੇਜ ਨੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੀਆਂ ਅਜਿਹੀਆਂ ਵਸਤੂਆਂ ਵੇਖੀਆਂ ਜੋ ਜਾਣੇ ਜਾਂਦੇ ਰੇਡੀਓ ਸਰੋਤਾਂ ਨਾਲ ਮੇਲ ਨਹੀਂ ਖਾਂਦੀਆਂ. ਇਹਨਾਂ ਨੂੰ ਉਸਨੇ "ਇੰਟਰਲੋਪਰਜ਼", "ਬਲਿ ste ਸਟਾਰਲਰ ਆਬਜੈਕਟਸ" (ਬੀਐਸਓ), ਜਾਂ "ਅਰਧ-ਅਜੀਵੀ ਗਲੈਕਸੀਆਂ" (ਕਿSਐਸਜੀ) ਕਿਹਾ. 1 ਰੇਤ ਨੇ ਪਾਇਆ ਕਿ 15 ਤੋਂ ਵੀ ਜ਼ਿਆਦਾ ਤੀਬਰਤਾ ਵਾਲੇ, ਯੂਵੀ ਵਾਧੂ ਵਸਤੂਆਂ ਨੇ ਰੰਗ-ਰੰਗ ਚਿੱਤਰ ਵਿਚ ਕਵਾਇਸਰਾਂ ਦੁਆਰਾ ਕਬਜ਼ੇ ਵਾਲੇ ਖੇਤਰ ਨੂੰ ਆਬਾਦ ਕੀਤਾ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਚਮਕਦਾਰ ਆਬਜੈਕਟ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ ਤੌਰ 'ਤੇ ਮੁੱਖ ਤਰਤੀਬ ਵਾਲੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਰੰਗ ਹੁੰਦੇ ਸਨ. ਸਪਸ਼ਟ ਤੀਬਰਤਾ ਦੇ ਕਾਰਜ ਵਜੋਂ ਬੀਐਸਓ ਦੀ ਗਿਣਤੀ ਦੀ ਗਿਣਤੀ ਨੇ ਵੀ .ਲਾਨ ਦੀ ਤਬਦੀਲੀ ਦਿਖਾਈ

15 ਮੀਟਰ, ਵੱਡੇ ਰੈਡ-ਸ਼ਿਫਟ 'ਤੇ ਇਕਾਈ ਦੀ ਇਕ ਵਾਧੂ ਆਬਾਦੀ ਦੇ ਅਨੁਕੂਲ. ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਨੇ ਦਿਖਾਇਆ ਕਿ ਇਨ੍ਹਾਂ ਵਿੱਚੋਂ ਬਹੁਤ ਸਾਰੀਆਂ ਵਸਤੂਆਂ ਵਿੱਚ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਵੱਡੇ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟਸ ਦੇ ਨਾਲ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਸੀ, ਬੀਐਸਓ 1 ਲਈ z = 1.241 ਵੀ ਸ਼ਾਮਲ ਹੈ. ਸੈਂਡੇਜ ਨੇ ਅੰਦਾਜ਼ਾ ਲਗਾਇਆ ਹੈ ਕਿ QSGs ਨੇ ਇੱਕ ਕਾਰਕ ਦੁਆਰਾ ਰੇਡੀਓ ਉੱਚੀ ਕਵਾਸਰ ਨੂੰ ਪਛਾੜਿਆ

500, ਪਰੰਤੂ ਇਸ ਨੂੰ ਬਾਅਦ ਦੇ ਕੰਮ ਦੁਆਰਾ ਘਟਾਇਆ ਗਿਆ (ਉਦਾ., ਕਿਨਮੈਨ 1965 ਲਾਇਂਡਜ਼ ਅਤੇ ਵਿਲੇਅਰ 1965).

ਕਿ Qਐਸਓਜ਼ ਦੀਆਂ ਵੱਡੀਆਂ ਰੀਡਸ਼ਾਫਟਾਂ ਨੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਤੁਰੰਤ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਪ੍ਰਸ਼ਨਾਂ ਦੇ ਅਧਿਐਨ ਲਈ ਸੰਭਾਵੀ ਸਾਧਨ ਬਣਾਇਆ. ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਨੇਬੂਲਾ ਲਈ ਵੇਖੇ ਗਏ, ਜਾਂ ਸਿਧਾਂਤਕ ਤੌਰ ਤੇ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕੀਤੇ ਜਾਣ ਵਾਲੇ ਲੋਕਾਂ ਲਈ QSOs ਦੀ ਨਿਕਾਸ ਰੇਖਾ ਸ਼ਕਤੀਆਂ ਦੀ ਮੋਟਾ ਜਿਹਾ ਸਮਾਨਤਾ ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦੀ ਹੈ ਕਿ ਰਸਾਇਣਕ ਭਰਪੂਰ ਮਾਤਰਾ ਸਾਡੇ ਗਲੈਕਸੀ (ਸਕਲੋਵਸਕੀ 1964 ਓਸਟਰਬ੍ਰੋਕ ਅਤੇ ਪਾਰਕਰ 1966) ਦੇ ਸਮਾਨ ਸੀ. ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਇਹ ਚੀਜ਼ਾਂ, ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਦੁਆਰਾ ਦੂਰ ਦੀਆਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਕੇਂਦਰ ਵਿੱਚ ਲੇਟਣ ਲਈ ਸ਼ੱਕੀਆਂ ਕੀਤੀਆਂ ਗਈਆਂ ਸਨ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਅੱਜ ਨਾਲੋਂ ਕਾਫ਼ੀ ਘੱਟ ਸੀ.

ਐੱਲ ਨੂੰ ਦਿਖਾਈ ਦੇਣ ਲਈ ਰੈੱਡਸ਼ਿਫਟਸ ਦੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਮਹੱਤਤਾ ਨੂੰ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਪਛਾਣ ਲਿਆ ਗਿਆ. ਅੰਤਰਜਾਮੀ ਸਪੇਸ ਵਿੱਚ ਹਾਈਡਰੋਜਨ ਗੈਸ ਸਥਾਨਕ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਰੀਡਿਸ਼ਫਟ ਵਿੱਚ ਕਵਾਸਰ ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਤੋਂ ਰੋਸ਼ਨੀ ਨੂੰ ਹਟਾ ਦੇਵੇਗੀ, ਅਤੇ ਨਿਰੰਤਰ ਵੰਡਣ ਵਾਲੀ ਗੈਸ ਐਲੀਮਿਸ਼ਨ ਲਾਈਨ (ਗਨਨ ਐਂਡ ਪੀਟਰਸਨ 1965 ਸ਼ੀਯੂਅਰ 1965) ਦੇ ਛੋਟੇ ਵੇਵ-ਲੰਬਾਈ ਵਾਲੇ ਪਾਸੇ ਨਿਰੰਤਰਤਾ ਦੇ ਵਿਸ਼ਾਲ ਸਮੂਹ ਨੂੰ ਮਿਟਾ ਦੇਵੇਗੀ. ਗਨ ਅਤੇ ਪੀਟਰਸਨ ਨੇ ਇੰਟਰਗੈਲੇਕਟਿਕ ਸਪੇਸ ਵਿਚ ਨਿਰਪੱਖ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਦੀ ਮਾਤਰਾ ਦੀ ਇਕ ਤਿੱਖੀ ਸੀਮਾ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕੀਤੀ, ਜੋ ਉਸ ਰਕਮ ਨਾਲੋਂ ਕਿਤੇ ਘੱਟ ਹੈ ਜੋ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਵਿਸਥਾਰ ਨੂੰ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਤੌਰ ਤੇ ਰੋਕ ਦੇਵੇਗਾ.

ਕਵਾਸਰ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਵਿਚ ਵੱਖਰੀ ਸਮਾਈ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਦਾ ਅਧਿਐਨ ਕਰਨਾ ਵੀ ਵਿਕਸਤ ਹੋਣਾ ਸ਼ੁਰੂ ਹੋਇਆ. ਗ੍ਰੀਨਸਟਾਈਨ ਅਤੇ ਸ਼ਮਿਟ (1964) ਦੁਆਰਾ 3 ਸੀ 48 ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਅਣਜਾਣ ਤਿੱਖੀ ਲਾਈਨ ਵੇਖੀ ਗਈ. ਸੈਂਡੇਜ (1965) ਨੇ ਪਾਇਆ ਕਿ ਬੀਐਸਓ 1 ਦੀ 1550 ਨਿਕਾਸੀ ਲਾਈਨ ਨੂੰ "ਤਿੱਖੀ ਸਮਾਈ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾ ਦੁਆਰਾ ਬਾਈਸੈਕਟ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਸੀ". ਇੱਕ ਅਮੀਰ ਸ਼ੋਸ਼ਣ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੇ ਨਾਲ ਮਿਲਿਆ ਪਹਿਲਾ ਕਸਾਰ 3 ਸੀ 191 ਸੀ (ਬਰਬ੍ਰਿਜ, ਲਿੰਡਜ਼, ਅਤੇ ਬਰਬਿਜ 1966 ਸਟਾਕਟਨ ਅਤੇ ਲਿੰਡਜ਼ 1966). ਦਰਜਨ ਤੋਂ ਵੱਧ ਤਿੱਖੀ ਲਾਈਨਾਂ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕੀਤੀ ਗਈ, ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਵਿਚ ਐਲ II ਅਤੇ ਸੀ II, III, ਅਤੇ IV ਅਤੇ ਸੀ II, III, ਅਤੇ IV ਸ਼ਾਮਲ ਹਨ. ਪੀਕੇਐਸ 0237-23 ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿੱਚ ਤੰਗ ਸਮਾਈ ਲਾਈਨਾਂ ਦਾ ਇੱਕ ਅਮੀਰ ਸਮੂਹ ਵੀ ਵੇਖਿਆ ਗਿਆ, ਜਿਸਦਾ ਨਿਕਾਸ ਲਾਈਨ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟ, z = 2.223, ਨੇ ਉਸ ਸਮੇਂ ਰਿਕਾਰਡ ਕਾਇਮ ਕੀਤਾ. ਆਰਪ, ਬੋਲਟਨ, ਅਤੇ ਕਿਨਮੈਨ (1967) ਅਤੇ ਬਰਬਿਜ (1967 ਏ) ਨੇ ਕ੍ਰਮਵਾਰ ਇਸ ਆਬਜੈਕਟ ਲਈ z = 2.20 ਅਤੇ 1.95 ਦੀਆਂ ਸੋਖਣ ਲਾਈਨ ਰੀਡਸ਼ਾਫਟ ਦੀ ਤਜਵੀਜ਼ ਰੱਖੀ, ਪਰ ਹਰ ਮੁੱਲ ਨੇ ਕਈ ਤਸਵੀਰਾਂ ਤਸੱਲੀਬਖਸ਼ ਪਛਾਣ ਤੋਂ ਬਿਨਾਂ ਛੱਡ ਦਿੱਤੀਆਂ. ਇਹ ਪਤਾ ਚਲਿਆ ਕਿ ਦੋਵੇਂ ਰੀਡਸ਼ਾਫਟ ਮੌਜੂਦ ਸਨ (ਗ੍ਰੀਨਸਟਾਈਨ ਅਤੇ ਸ਼ਮਿਟ 1967).

ਇਹ ਸਾਰੇ ਸਮਾਈ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਵਿਚ ਜ਼ੈਡ ਸੀABS & lt zem. ਉਹਨਾਂ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ cloudsੁਕਵੇਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਰੈਡਸ਼ਿਪਟ ਤੇ ਸਮਾਈ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਲਗਾਉਣ ਵਾਲੇ ਬੱਦਲਾਂ ਵਜੋਂ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਸਿਧਾਂਤਕ ਤੌਰ ਤੇ ਅਨੁਮਾਨ ਲਗਾਇਆ ਗਿਆ ਸੀ (ਬਹਿਕਲ ਅਤੇ ਸਾਲਪੇਟਰ 1965). ਵਿਕਲਪਿਕ ਤੌਰ ਤੇ, ਉਹ ਕਵਾਸਰ ਤੋਂ ਕੱ materialੇ ਗਏ ਪਦਾਰਥਾਂ ਨੂੰ ਦਰਸਾ ਸਕਦੇ ਹਨ, ਜਿਸ ਦੇ ਬਾਹਰ ਵਹਾਅ ਦੀ ਗਤੀ QSO ਦੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡੀ ਗਤੀ ਤੋਂ ਘਟਾ ਦਿੱਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਪੀਕੇਐਸ 0119-04 ਵਿੱਚ z ਪਾਇਆ ਗਿਆABS & ਜੀ ਟੀ ਜ਼ੈਡem, ਪ੍ਰਭਾਵਿਤ ਸਮਗਰੀ ਜੋ ਕਿਸੇ ਅਰਥ ਵਿਚ ਨੇੜੇ ਦੇ ਪਾਸਿਓਂ 10 3 ਕਿਲੋਮੀਟਰ s -1 (ਕਿੰਨਮੈਨ ਅਤੇ ਬਰਬਿਜ 1967) ਦੇ ਅਨੁਸਾਰੀ ਗਤੀ ਨਾਲ QSO ਵਿਚ ਜਾ ਰਹੀ ਸੀ. ਅੱਜ, z ਦੇ ਨਾਲ ਤੰਗ ਸਮਾਈ ਲਾਈਨਾਂ ਦਾ ਇੱਕ ਵੱਡਾ ਹਿੱਸਾABS z ਨਾਲੋਂ ਕਾਫ਼ੀ ਘੱਟem ਦਖਲ ਦੀ ਸਮੱਗਰੀ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਇਸ ਵਿਚ ਨਜ਼ਦੀਕੀ ਤੌਰ 'ਤੇ ਦੂਰੀ' ਤੇ, ਤੰਗ L ਰੇਖਾਵਾਂ ਦਾ "ਲਿਮੈਨ ਅਲਫ਼ਾ ਫੌਰੈਸਟ" ਸ਼ਾਮਲ ਹੈ ਜੋ ਐਲੀਮਿਸ਼ਨ ਲਾਈਨ ਦੇ ਛੋਟੇ ਤਰੰਗ ਲੰਬਾਈ ਵਾਲੇ ਪਾਸੇ ਦੇ ਨਿਰੰਤਰਤਾ ਨੂੰ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ ਤੌਰ 'ਤੇ ਉੱਚ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟ QSOs ਵਿੱਚ ਪਾਬੰਦ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਪਿਛੋਕੜ ਦੇ QSOs ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਵਿਚ ਸਮਾਈ ਲਾਈਨਾਂ ਦੇ ਮਾਧਿਅਮ ਨਾਲ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਅਤੇ ਗੈਸ ਦੇ ਬੱਦਲਾਂ ਦਾ ਵਿਚਕਾਰਲਾ ਅਧਿਐਨ ਕਰਨਾ ਹੁਣ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਦੀ ਇਕ ਪ੍ਰਮੁੱਖ ਸ਼ਾਖਾ ਹੈ.

ਪੀਐਚਐਲ 5200 ਦੇ ਲੈਕਟਜ਼ (1967) ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਵੱਖਰੀ ਕਿਸਮ ਦੇ ਸਮਾਈ ਦੀ ਖੋਜ ਕੀਤੀ ਗਈ ਸੀ. ਇਸ ਇਕਾਈ ਨੇ ਐਲੀ, ਐਨ ਵੀ 1240, ਅਤੇ ਸੀ IV 1550 ਦੇ ਨਿਕਾਸ ਰੇਖਾਵਾਂ ਦੇ ਛੋਟੇ ਵੇਵ-ਲੰਬਾਈ ਵਾਲੇ ਪਾਸਿਓਂ ਵਿਆਪਕ ਸਮਾਈ ਬੈਂਡ ਦਿਖਾਏ, ਜੋ ਕਿ ਨਿਕਾਸ ਅਤੇ ਸਮਾਈ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਇੱਕ ਤਿੱਖੀ ਸੀਮਾ ਦੇ ਨਾਲ. ਲਾਇਂਡਸ ਨੇ ਇਸ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਕੇਂਦਰੀ ਆਬਜੈਕਟ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਗੈਸ ਦੇ ਫੈਲਣ ਵਾਲੇ ਸ਼ੈੱਲ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿਚ ਕੀਤੀ. ਰੇਡੀਓ ਸ਼ਾਂਤ QSOs (ਵੇਮੈਨ ਐਟ ਅਲ. 1991) ਦੇ ਲਗਭਗ 10 ਪ੍ਰਤੀਸ਼ਤ ਵਿੱਚ ਵੇਖਿਆ ਗਿਆ, ਇਹ ਵਿਆਪਕ ਸਮਾਈ ਲਾਈਨਾਂ (ਬੀਏਐਲਐਸ) ਏਜੀਐਨ ਦੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਨਾਟਕੀ ਪਰ ਮਾੜੇ ਸਮਝੇ ਗਏ ਪਹਿਲੂਆਂ ਵਿੱਚੋਂ ਇੱਕ ਹਨ.

QSOs ਦੀ ਵਿਸ਼ਾਲ ਚਮਕ, ਤੇਜ਼ ਪਰਿਵਰਤਨਸ਼ੀਲਤਾ ਅਤੇ ਸੰਕੇਤ ਛੋਟੇ ਆਕਾਰ ਕਾਰਨ ਕੁਝ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟਸ ਦੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡਲ ਸੁਭਾਅ 'ਤੇ ਸਵਾਲ ਖੜ੍ਹੇ ਕੀਤੇ. ਟੇਰੇਲ (1964) ਨੇ ਇਸ ਸੰਭਾਵਨਾ ਤੇ ਵਿਚਾਰ ਕੀਤਾ ਕਿ ਚੀਜ਼ਾਂ ਸਾਡੀ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਕੇਂਦਰ ਵਿਚੋਂ ਕੱ .ੀਆਂ ਗਈਆਂ ਸਨ. 3 ਸੀ 273 ਦੀ motionੁਕਵੀਂ ਗਤੀ ਤੇ ਉੱਪਰਲੀਆਂ ਸੀਮਾਵਾਂ, ਰੈੱਡਸ਼ਿਫਟ ਦੀ ਇਕ ਡੌਪਲਰ ਵਿਆਖਿਆ ਦੇ ਨਾਲ, ਫਿਰ ਘੱਟੋ ਘੱਟ 0.3 ਐਮ ਪੀਸੀ ਦੀ ਦੂਰੀ ਅਤੇ ਘੱਟੋ ਘੱਟ 5 ਲੱਖ ਸਾਲ ਦੀ ਸੰਕੇਤ. ਆਰਪ (1966), ਅਸਮਾਨ 'ਤੇ ਅਜੀਬ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਅਤੇ ਕਿSਐਸਓ ਦੇ ਜੋੜਾ ਜੋੜਨ ਵੱਲ ਇਸ਼ਾਰਾ ਕਰਦਿਆਂ, ਗੈਰ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਰੀਡਸ਼ਿਪਾਂ ਲਈ ਦਲੀਲ ਦਿੱਤੀ ਜੋ ਉੱਚ ਗਤੀ ਜਾਂ ਕਿਸੇ ਅਣਜਾਣ ਕਾਰਨ ਤੇ ਅਜੀਬ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਵਿਚੋਂ ਕੱjectionੇ ਜਾਣ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ. ਸੇਟੀ ਅਤੇ ਵੋਲਟਜਰ (1966) ਨੇ ਨੋਟ ਕੀਤਾ ਕਿ ਗਲੈਸਟਿਕ ਸੈਂਟਰ ਤੋਂ ਕੱjectionੇ ਜਾਣ ਦਾ ਅਰਥ ਕਿਯੂਐਸਓ ਦੀ ਆਬਾਦੀ ਲਈ ਘੱਟੋ ਘੱਟ 10 60 ਏਰਜ ਨਾਲ ਇਕ ਧਮਾਕਾ ਹੋਵੇਗਾ, ਅਤੇ ਹੋਰ ਜੇ ਹੋਲੀ ਅਤੇ ਬਰਬਿਜ (1966) ਦੁਆਰਾ ਸੁਝਾਏ ਗਏ ਸੇਨ ਏ ਵਰਗੇ ਨੇੜਲੇ ਰੇਡੀਓ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਕੱectedੇ ਜਾਣ. . ਇਸ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ, ਡੌਪਲਰ ਨੂੰ ਉਤਸ਼ਾਹਤ ਕਰਨ ਨਾਲ ਰੈਡਸ਼ਿਫਟਸ ਨਾਲੋਂ ਵਧੇਰੇ ਬਲਿhਸ਼ਿਫਟਸ ਦੇਖਣ ਨੂੰ ਮਿਲਣਗੇ ਜੇ ਚੀਜ਼ਾਂ ਨੂੰ ਨੇੜਲੀਆਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ (ਫਾਕਲਨਰ, ਗਨ, ਅਤੇ ਪੀਟਰਸਨ 1966) ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਕੱ .ਿਆ ਗਿਆ ਸੀ. ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਸੰਬੰਧੀ ਰੀਡਸ਼ਿਫਟ ਲਈ ਹੋਰ ਸਬੂਤ ਗਨ (1971) ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕੀਤੇ ਗਏ ਸਨ, ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਨੇ ਦਿਖਾਇਆ ਕਿ ਕਿ Qਸਓਜ਼ ਵਾਲੀਆਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਦੋ ਸਮੂਹਾਂ ਵਿੱਚ QSOs ਵਾਂਗ ਹੀ ਰੈੱਡਸ਼ਿਪਾਂ ਸਨ. ਇਸ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ, ਕ੍ਰਿਸ਼ਟੀਅਨ (1973) ਨੇ ਦਿਖਾਇਆ ਕਿ ਕਿ fਐਸਓ ਦੇ ਨਮੂਨੇ ਦੀ ਕੁਐਸਟੀਲਰ ਚਿੱਤਰ ਦੇ ਦੁਆਲੇ "ਫਜ਼" ਇੱਕ ਹੋਸਟ ਗਲੈਕਸੀ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਦੇ ਅਨੁਕੂਲ ਸੀ.

1 ਇੱਥੇ ਅਸੀਂ ਰੇਡੀਓ ਚਮਕਦਾਰ (ਬਰਬ੍ਰਿਜ ਅਤੇ ਬਰਬ੍ਰਿਜ 1967) ਦੀ ਪਰਵਾਹ ਕੀਤੇ ਬਿਨਾਂ ਇਨ੍ਹਾਂ ਚੀਜ਼ਾਂ ਦਾ ਹਵਾਲਾ ਦੇਣ ਲਈ ਸ਼ਬਦ "ਅਰਧ-ਸਧਾਰਣ ਵਸਤੂ" (ਕਿSਐਸਓ) ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਨ ਦੀ ਆਮ ਵਰਤਾਰਾ ਅਪਣਾਉਂਦੇ ਹਾਂ. ਵਾਪਸ. *****


ਸਾਰ

ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਮਾਡਲਾਂ ਨੇ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕੀਤੀ ਹੈ ਕਿ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿੱਚ ਬਣੀਆਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਗੈਸ ਦੀ ਪ੍ਰਾਪਤੀ ਅਤੇ ਤਾਰਾ ਦੇ ਗਠਨ ਦੇ ਇੱਕ ਅਰਾਜਕ ਪੜਾਅ ਦਾ ਅਨੁਭਵ ਕਰਦੀਆਂ ਹਨ, ਅਤੇ ਇਸਦੇ ਬਾਅਦ ਫੀਡਬੈਕ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਕਾਰਨ ਗੈਸ ਕੱ .ਣਾ. ਗਲੈਕਸੀ ਬੁੱਲਜ ਬਾਅਦ ਵਿੱਚ ਅਭੇਦ ਜਾਂ ਅੰਦਰੂਨੀ ਵਿਕਾਸ ਦੁਆਰਾ ਇਕੱਠੇ ਹੋ ਸਕਦੇ ਹਨ. ਇੱਥੇ ਅਸੀਂ ਏਲੇਐਸ 073.1 ਦੇ ਸਬਮਿਲੀਮੀਟਰ ਨਿਗਰਾਨੀ (700 ਪਾਰਸੈਕਸ ਦੇ ਅੰਤਰਗਤ ਰੈਜ਼ੋਲੇਸ਼ਨ ਦੇ ਨਾਲ) ਪੇਸ਼ ਕਰਦੇ ਹਾਂ, ਰੈਡਸ਼ਿਪਟ ਜ਼ੈਡ at 5 ਵਿਖੇ ਸਟਾਰਬਰਸਟ ਗਲੈਕਸੀ ਜਦੋਂ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ 1.2 ਅਰਬ ਸਾਲ ਪੁਰਾਣੀ ਸੀ. ਇਹ ਗਲੈਕਸੀ ਦੀ ਠੰ gasੀ ਗੈਸ ਘੱਟ ਗੈਰ-ਸਰਗਰਮ ਗਤੀ ਦੇ ਨਾਲ ਨਿਯਮਤ ਤੌਰ ਤੇ ਘੁੰਮਦੀ ਡਿਸਕ ਬਣਾਉਂਦੀ ਹੈ. ਗਲੈਕਸੀ ਰੋਟੇਸ਼ਨ ਕਰਵ ਨੂੰ ਸਟਾਰ ਬਣਾਉਣ ਵਾਲੀ ਡਿਸਕ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ ਕੇਂਦਰੀ ਬੱਲਜ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ. ਅਸੀਂ ਸਿੱਟਾ ਕੱ .ਿਆ ਹੈ ਕਿ ਗਲੈਕਸੀ ਗਠਨ ਦੇ ਮਾਡਲਾਂ ਦੁਆਰਾ ਕੀਤੀ ਗਈ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਨਾਲੋਂ ਬਲੇਜ ਅਤੇ ਨਿਯਮਤ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਘੁੰਮਦੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿੱਚ ਵਧੇਰੇ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਬਣ ਸਕਦੀਆਂ ਹਨ.

ਇਹ ਇਕ ਲੇਖ ਹੈ ਜੋ ਸਾਇੰਸ ਜਰਨਲਜ਼ ਡਿਫੌਲਟ ਲਾਇਸੈਂਸ ਦੀਆਂ ਸ਼ਰਤਾਂ ਅਧੀਨ ਵੰਡਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.


ਰਾਡਾਰ ਡੋਪਲਰ ਫ੍ਰੀਕੁਐਂਸੀ ਸ਼ਿਫਟ ਸਮੀਕਰਨ

ਇਹ ਸਮੀਕਰਣ ਆਮ ਤੌਰ 'ਤੇ ਵੀ ਦੇ ਕਿਸੇ ਵੀ ਮੁੱਲ' ਤੇ ਲਾਗੂ ਹੁੰਦਾ ਹੈਮੂਵਿੰਗ ਟਾਰਗੇਟ ਪਰ, ਲਈ ਵੀਮੂਵਿੰਗ ਟਾਰਗੇਟ & lt & lt ਸੀ, ਵੀਮੂਵਿੰਗ ਟਾਰਗੇਟ - ਸੀ & rarr ਸੀ ਅਤੇ ਸਮੀਕਰਨ ਹੇਠਾਂ ਦਰਸਾਏ ਗਏ ਸਮਾਨ ਨੂੰ ਸੌਖਾ ਕਰਦਾ ਹੈ.

ਨੋਟ: ਸਮੀਕਰਨ ਵਿਚਲੇ 2 ਦਾ ਕਾਰਕ ਇਕ ਦੋਪੱਲਰ ਸ਼ਿਫਟ ਕਾਰਨ ਹੋਇਆ ਜੋ ਦੋਵੇਂ ਘਟਨਾ ਅਤੇ ਪ੍ਰਤੀਬਿੰਬਿਤ ਲਹਿਰ ਲਈ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਜਦੋਂ
ਐਮੀਟਰ ਤੋਂ ਡੋਪਲਰ ਸ਼ਿਫਟ ਦੀ ਗਣਨਾ ਕਰਨਾ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਇੱਕ ਸਿਤਾਰਾ ਜਾਂ ਸੈਟੇਲਾਈਟ ਤੋਂ ਪ੍ਰਕਾਸ਼, 2 ਨੂੰ 1 ਨਾਲ ਬਦਲੋ.

ਉਦਾਹਰਨ 1: 10 ਗੈਗਾਹਰਟਜ਼ ਰਾਡਾਰ ਦੇ ਐਂਟੀਨਾ ਬੋਰਸਾਈਟ ਦੇ ਨਾਲ ਮੈਕ 1 ਤੇ ਜਾਣ ਵਾਲਾ ਇੱਕ ਹਵਾਈ ਜਹਾਜ਼ 22.87 ਕਿਲੋਹਰਟਜ਼ ਦੀ ਡੋਪਲਰ ਸ਼ਿਫਟ ਬਣਾਉਂਦਾ ਹੈ.

ਉਦਾਹਰਣ 2: 7 ਦਸੰਬਰ, 1941 ਨੂੰ ਜਾਪਾਨੀ ਹਮਲੇ ਦੌਰਾਨ ਪਰਲ ਹਾਰਬਰ ਵਿਖੇ ਐਸਸੀਆਰ -270 ਰਾਡਾਰ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕੀਤੀ ਗਈ,
106 ਮੈਗਾਹਰਟਜ਼ ਅਤੇ ਇੱਕ ਏ 6 ਐਮ ਜ਼ੀਰੋ ਹਮਲੇ ਦੇ ਜਹਾਜ਼ ਦੀ ਗੋਤਾਖੋਰੀ ਦੀ ਗਤੀ ਲਗਭਗ 400 ਮੀਲ / ਘੰਟਾ ਸੀ. ਜੋ ਕਿ ਨਾਲ ਸੰਬੰਧਿਤ ਹੈ
ਸਿਰਫ 633 ਹਰਟਜ਼ ਦੀ ਡੌਪਲਰ ਸ਼ਿਫਟ.


ਪਰਿਵਰਤਨਸ਼ੀਲ ਤਾਰੇ

ਪਰਿਵਰਤਨਸ਼ੀਲ ਤਾਰਿਆਂ ਨੂੰ ਦੋ ਸ਼੍ਰੇਣੀਆਂ ਵਿੱਚ ਵੰਡਿਆ ਗਿਆ ਹੈ, ਅੰਦਰੂਨੀ ਵੇਰੀਏਬਲ ਅਤੇ ਬਾਹਰਲੇ ਵੇਰੀਏਬਲ.

ਅੰਤਰਜਾਮੀ ਵੇਰੀਏਬਲ ਸਿਤਾਰੇ

ਇਹ ਪਰਿਵਰਤਨ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀਆਂ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਵਿਚ ਤਬਦੀਲੀਆਂ ਕਰਕੇ ਚਮਕ ਵਿਚ ਬਦਲਦੇ ਹਨ. ਉਦਾਹਰਣ ਦੇ ਲਈ, ਚਰਬੀ ਬਦਲਣ ਵਾਲੇ ਤਾਰ ਫੈਲਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਇਕਸਾਰ ਹੋ ਜਾਂਦੇ ਹਨ, ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਘੇਰੇ ਨੂੰ ਵਧਾਉਂਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਆਪਣੀ ਚਮਕ ਨੂੰ ਬਦਲਦੇ ਹਨ. ਵੇਰੀਏਬਲ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਸਭ ਤੋਂ ਜਾਣੀ ਪਛਾਣੀ ਕਿਸਮ ਹਨ:

  • ਸੀਫਿਡ ਵੇਰੀਏਬਲ ਉਹ ਸਿਤਾਰੇ ਹਨ ਜੋ ਅਸਥਿਰਤਾ ਵਾਲੀ ਪੱਟੀ ਤੇ ਪਏ ਹਨ ਅਤੇ ਇੱਕ ਨਿਸ਼ਚਤ ਅਵਧੀ-ਚਮਕਦਾਰ ਰਿਸ਼ਤਾ ਰੱਖਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਰਿਸ਼ਤਾ ਵਸਤੂਆਂ ਅਤੇ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਤੋਂ ਦੂਰੀ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦਾ ਹੈ. ਇਸ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ, ਕੈਪੀਡ ਵੇਰੀਏਬਲ ਕਾੱਪਾ-ਮਕੈਨਿਜ਼ਮ ਦੁਆਰਾ ਪਲਸੇਟ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਜਿੱਥੇ ਜੇ ਤਾਪਮਾਨ ਦੇ ਨਾਲ ਕਿਸੇ ਤਾਰੇ ਦੀ ਧੁੰਦਲਾਪਨ ਵਧ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਵਧੇਰੇ ਗਰਮੀ ਫਸ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਜਿਸ ਨਾਲ ਤਾਰਾ ਫੈਲਦਾ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਜਿਵੇਂ ਜਿਵੇਂ ਇਹ ਫੈਲਦਾ ਹੈ, ਇਹ ਵਧੇਰੇ ਪਾਰਦਰਸ਼ੀ ਹੋ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਉਹ ਗਰਮੀ ਜਾਰੀ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਆਕਾਰ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਵਾਰ ਫਿਰ ਘੱਟਦਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.
  • ਆਰ ਆਰ ਲਾਇਰੇ ਵੇਰੀਏਬਲਜ਼ ਉਹ ਸਿਤਾਰੇ ਹਨ ਜੋ ਸੇਫਿਡ ਵੇਰੀਏਬਲ ਦੇ ਸਮਾਨ ਹਨ, ਪਰ ਪੁਰਾਣੇ ਹਨ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਕੈਫੀਡਜ਼ ਨਾਲੋਂ ਛੋਟਾ ਸਮਾਂ ਹੈ.
  • ਮੀਰਾ ਵੇਰੀਏਬਲ ਐਸਿਮਪੋਟਿਕ ਅਲੋਕਿਕ ਬ੍ਰਾਂਚ ਲਾਲ ਦੈਂਤ ਹਨ ਜਿਹਨਾਂ ਦੀ ਚਮਕਦਾਰ ਅੰਸ਼ 2 ਤੋਂ 11 ਮਾਪ ਹੈ. ਇਸ ਕਿਸਮ ਦੇ ਤਾਰੇ ਦਾ ਪ੍ਰੋਟੋਟਾਈਪ ਓਮਿਕਰੋਨ ਸੇਟੀ ਸੀ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਮੀਰਾ ਵੀ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਤਾਰੇ ਦੀ ਸਾਰੀ ਸੰਪੂਰਨਤਾ ਫੈਲ ਰਹੀ ਹੈ ਅਤੇ ਇਕਰਾਰਨਾਮਾ ਕਰ ਰਹੀ ਹੈ, ਜਿਸ ਨਾਲ ਚਮਕਦਾਰ ਵਿਚ ਉਤਰਾਅ ਚੜ੍ਹਾਅ ਆਉਂਦੇ ਹਨ.

ਐਕਸਟਰਿਨਸਿਕ ਵੇਰੀਏਬਲ ਸਿਤਾਰੇ

ਬਾਹਰੀ ਤਬਦੀਲੀਆਂ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਐਕਸਟ੍ਰਿਨਸਿਕ ਵੇਰੀਏਬਲ ਸਿਤਾਰੇ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਵਿੱਚ ਬਦਲ ਜਾਂਦੇ ਹਨ.

  • ਵੇਰੀਏਬਲ ਤਾਰੇ ਘੁੰਮ ਰਹੇ ਹਨ ਇਸ ਦੇ ਘੁੰਮਣ ਦੇ ਕਾਰਨ ਚਮਕ ਵਿੱਚ ਵੱਖੋ ਵੱਖਰੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ ਤੇ ਸਨਸਪੋਟਸ ਨੂੰ ਵੇਖਣ ਦੇ ਕਾਰਨ. ਤਾਰੇ ਤੇ ਇਹ ਗੂੜ੍ਹੇ ਖੇਤਰ ਚਮਕ ਘਟਾਉਂਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਪਰਿਵਰਤਨਸ਼ੀਲ ਚਮਕਦਾਰ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੇ ਹਨ.
  • ਪਰਿਵਰਤਨਸ਼ੀਲ ਤਾਰੇ ਗ੍ਰਹਿਣ ਕਰਨਾ ਉਹ ਤਾਰੇ ਹਨ ਜੋ ਸਾਡੇ ਦ੍ਰਿਸ਼ਟੀਕੋਣ ਨੂੰ ਕਿਸੇ ਹੋਰ ਵਸਤੂ ਦੁਆਰਾ ਅਸਪਸ਼ਟ ਰਹਿਣ ਕਰਕੇ ਚਮਕ ਵਿੱਚ ਬਦਲਦੇ ਹਨ. ਜਿਵੇਂ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨੀ ਪਾਰਗਮਨ ਫੋਟੋਮੀਟਰੀ ਵਿਚ ਐਕਸੋਪਲਾਨੇਟ ਸੰਚਾਰ ਦੀ ਚਮਕ ਵਿਚ ਇਕ ਮਿੰਟ ਦੇ ਅੰਤਰ ਨੂੰ ਪਛਾਣ ਸਕਦੇ ਹਨ, ਉਸੇ ਤਰ੍ਹਾਂ ਉਹ ਚਮਕ ਵਿਚ ਤਬਦੀਲੀਆਂ ਦਾ ਪਤਾ ਲਗਾ ਸਕਦੇ ਹਨ. ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਸੈਕੰਡਰੀ ਸਿਤਾਰਾ ਪ੍ਰਾਇਮਰੀ ਦੁਆਲੇ ਘੁੰਮਦਾ ਹੈ, ਪ੍ਰਾਇਮਰੀ ਸਟਾਰ ਦੀ ਚਮਕ ਮੱਧਮ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੀ ਹੈ, ਭਾਵੇਂ ਕਿ ਤਾਰਾ ਖੁਦ ਇਸ ਦੀਆਂ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਵਿਚ ਕੋਈ ਤਬਦੀਲੀ ਨਹੀਂ ਕਰ ਰਿਹਾ.

Team succeeded in precisely measuring expansion velocity of shockwave of supernova remnant W44

Figure 1) Radio wave image of the direction to the supernova remnant W44. (a) Line intensity map of HCO+ J=1-0 rotational transition, (b) Line intensity map of CO J=3-2 rotational transition, (c) Line intensity map of CO J=1-0 rotational transition, (d) Intensity map of 1.4 GHz radio continuum radiation. The red cross shows the position that the “super-high-velocity component” is detected. Credit: Keio University

A research team led by Tomoro Sashida and Tomoharu Oka (Keio University) has succeeded in precisely measuring the expansion velocity of a shockwave of the supernova remnant W44. The remnant is located in the constellation of Aquila, approximately 10,000 light-years away from our solar system. The team observed the high-temperature and high-density molecular gas in the millimeter/submillimeter wave ranges. The analysis shows that the expansion velocity of the W44 shockwave is 12.9±0.2 km/sec. In addition, it became clear that the supernova explosion released kinetic energy of (1-3)×10 50 erg into the interstellar medium. The energy emitted from the Sun is approximately 3.6 × 10 33 ergs/sec. Can you image how enormous amount of energy is released from the supernova explosion? Furthermore, other molecular gas with an extremely high velocity of higher than 100 km/sec was also detected. The origin of this super-high-velocity molecular gas remains unclear at the present time.

A star with a mass of more than eight times of the Sun releases tremendous energy when it is dying and undergoes a supernova explosion. The shockwave caused by the supernova explosion expands, having a strong impact on the composition and physical state of surrounding interstellar materials. It also emits kinetic energy into interstellar space. "Galactic winds" blasting out a large amount of gas are often observed in galaxies where explosively active star formations take place. The energy source of such galactic wind is also thought to be many supernova explosions.

Thus, supernova explosions have an immense influence on interstellar space. Nevertheless, there has been no quantitative research on the expansion velocity and kinetic energy of a supernova shockwave. This is because wide area must be observed in order to study the expansion velocity and kinetic energy of a supernova shockwave. Wide area observations with the existing equipment require quite long observation times. Therefore, observations of interstellar gas influenced by a supernova shockwave have been limited to a narrow area.

Figure 2) The relations between the distance from the center of supernova remnant and the radial velocity calculated from Doppler shift of spectrum line. (a) is the HCO+ J=1-0 spectrum line, (b) is the CO J=3-2 spectrum line, the red line represents the result of model fit. Credit: Keio University

The research team started its observations mainly with radio telescopes in late 1990s. The purpose is to study interaction of the supernova remnant W44 and the adjacent giant molecular cloud (GMC). W44 is a roughly 6,500

25,000-year-old supernova remnant located approximately 10,000 light-years away from the solar system. Attached to the remnant is a GMC with a mass of approximately 300,000 times the mass of the Sun. Since observation began, molecular spectrum lines with a wide velocity width have been detected in the W44 molecular cloud in various places. They have been interpreted to be gas that has been accelerated by the passage of the supernova shockwave.

The research team used the 45m Telescope at Nobeyama Radio Observatory (NRO), National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ), and the 10m ASTE (Atacama Submillimeter Telescope Experiment) telescope to make high-sensitivity video imaging observations of the full area of W44.

The observations revealed that spectrum lines with a wide velocity width were detected throughout the whole area where W44 overlapped the GMC. The research team calculated velocity centroids from these spectrum lines and examined their spatial distribution. From the distribution, a clear velocity gradient was found throughout from the center to the edge of W44. This can be thought as the expansion activity of shocked gas, or molecular gas affected by a shockwave. Based upon the uniform expansion model of the rotating spheroid, expansion velocity of 12.9±0.2 km/sec was estimated. The mass of shocked gas was evaluated as 1.2±0.6 times the mass of the Sun based on the spectral intensity. From these values, we were able to estimate the whole kinetic energy transmitted from the supernova remnant to interstellar materials as (1-3)×10 50 erg. This value is equal to 10

30% of the total energy of the supernova explosion (

10 51 erg), and roughly consistent with previous theoretical predictions (about 10%).

Figure 3) (a) The spatial structure, (b) position-velocity diagram, and (c) CO J=3-2 emission line spectrum of the central direction of the “super-high-velocity component." Credit: Keio University

In addition, the observations detected a molecular gas component with an extremely high velocity (>100 km/sec). These positions of super-high-velocity molecular gas are the exact locations where the sources of continuum radiation and a molecular hydrogen oscillation emission line are also detected. This indicates that very strong shockwaves existed locally. The origin of the super-high-velocity component remains a mystery at the present time.

The research team plans to plow ahead this research to uncover the nature of the mysterious component. Furthermore, the team will observe a larger number of shocked gases surrounding the supernovae to confront these observational results with theoretical models of a supernova shockwave.

The scientific paper on which this article in based will appear in the Astrophysical Journal that will be issued on August 20, 2013.


What is a tangent?

A tangent is simply a line that touches a function at only a single point. The term function here is used to define any non-linear curve. It represents an equation &ndash a relationship between the coordinates &ldquox&rdquo and &ldquoy&rdquo on a two-dimensional graph.

For instance, consider the curve that we&rsquore most familiar with &ndash the good ol&rsquo circle. A circle is defined by the equation . This means that for a constant radius &lsquor&rsquo, specific values of &lsquox&rsquo and &lsquoy&rsquo trace out a splendid arc that like the end of a game of Snake meets its own end.

Visualization of tracing a circle centered at the origin.

However, for simplicity, I&rsquove purposely considered an equation that describes an orthodox circle whose center lies on the origin &mdash the reference point or the coordinates (0,0), and where &lsquor&rsquo, the radius, is the distance from the origin to the edge of this circle.

As the name suggests, tangential velocity describes the motion of an object along the edge of this circle whose direction at any given point on the circle is always along the tangent to that point. However, the concept is not restricted to just uniform circular motion it also applies to all non-linear motion. If an object moves from Point A to Point B through a non-linear curve, then the red arrows represent the tangential velocity at various points on this trajectory.

Let&rsquos stick to the circle for now.


Redshifts and Classifications

For each spectrum, we estimate a redshift and perform a classification into STAR , GALAXY , QSO or UNKNOWN . In addition, we define subclasses for some of these. Here we describe the redshift and classification methods. The software used is called idlspec2d and is publicly available in our software repository.

The essential strategy for redshift fitting is to perform, at each potential redshift, a least-squares fit to each spectrum given the uncertainties, using a fairly general set of models, for galaxies, for stars, for cataclysmic variables, and for QSOs. The best fit model and redshift is chosen as the reported parameters for the object. The fits are applied without regard to the target category of the object (so that if an object targeted as a galaxy turns out to be a star, we can identify it as such). We describe the galaxy-template redshift analysis in detail here, and describe the differences of other template class analyses relative to the galaxy case.

In detail, for each spectroscopic plate, the fits are done to the spectra, with some pixels masked as untrustworthy as follows. The spreduce1d module in idlspec2d reads the calibrated spectrum flux vectors, associated inverse-variance vectors, and wavelength baseline from the spPlate file written by the two-dimensional extraction procedures. In addition to masking bad pixels within each spectrum, zero weight is given to pixels at wavelengths where the residual reduced chi-squared of the sky-subtracted sky spectra exceeds 3, and to pixels where the brightness from a sky line exceeds the sum of the extracted object flux plus ten times its associated error.

The galaxy class is defined by a rest-frame principal-component analysis (PCA) of 480 galaxies observed on SDSS plate number 306, MJD 51690, which is used to define a basis of 4 "eigenspectra" corresponding to the four most significant modes of variation in the PCA analysis. The redshifts of the galaxy PCA training sample are established by fitting each spectrum with a linear combination of two stellar template spectra and a set of narrow Gaussian profiles at the wavelengths of common nebular emission lines. The stellar template spectra used in this procedure are obtained from the first two components of a PCA analysis of 10 velocity standard stars observed on SDSS plate 321, MJD 51612. The galaxy PCA training sample redshifts are verified by visual inspection.

For all spectra, a range of trial galaxy redshifts is explored from redshift -0.01 to 1.00. Trial redshifts are separated by 138 km/s (i.e., two pixels in the reduced spectra). At each trial redshift, the galaxy eigenbasis is shifted accordingly, and the error-weighted data spectrum is modeled as a minimum-chi-squared linear combination of the redshifted eigenspectra, plus a quadratic polynomial to absorb low-order calibration uncertainties. The chi-squared value for this trial redshift is stored, and the analysis proceeds to the next trial redshift. The trial redshifts corresponding to the 5 lowest chi-squared values are then redetermined locally to sub-pixel accuracy, and errors in these values are determined from the curvature of the chi-squared curve at the position of the minimum.

QSO redshifts are determined for all spectra in similar fashion to the galaxy redshifts, but over a larger range of exploration (z = 0.0333 to 7.00) and with a larger initial velocity step (276 km/s). The QSO eigenspectrum basis is defined by a PCA of 412 QSO spectra with known redshifts. Star redshifts are determined separately for each of 32 single sub-type templates (excluding CV stars) using a single eigenspectrum plus a cubic polynomial for each subtype, over a radial velocity range from -1200 to +1200 km/s. Only the single best radial velocity is retained for each stellar subtype. Because of their intrinsic emission-line diversity, CV stars are handled differently than other stellar subtypes, with a 3-component PCA eigenbasis plus a quadratic polynomial, over a radial velocity range of from -1000 to +1000 km/s.

Once the best 5 galaxy redshifts, best 5 QSO redshifts, and best stellar sub-type radial velocities for a given spectrum have been determined, these identifications are sorted in order of increasing reduced chi-squared, and the difference in reduced chi-squared between each fit and the next-best fit with a radial velocity difference of greater than 1000 km/s is computed. The model spectra for all fits are redetermined, and used to compute statistics of the distribution of data-minus-model residual values in the spectrum for each fit. Both the spectra and the models are integrated over the SDSS imaging filter band-passes to determine the implied broadband magnitudes.

The combination of redshift and template class that yields the overall best fit (in terms of lowest reduced chi-squared) is adopted as the pipeline measurement of the redshift and classification of the spectrum. Several warning flags can be set so as to indicate low confidence in this identification, which are documented in the online data model. The most common flag is set to indicate that the change in reduced chi-squared between the best and next-best redshift/classification is less than 0.01, which indicates a poorly determined redshift.

At the best galaxy redshift, the stellar velocity dispersion is also determined. This is done by computing a PCA basis of eigenspectra from the ELODIE stellar library (Prugniel & Soubiran 2001), convolved and binned to match the instrumental resolution and constant-velocity pixel scale of the reduced SDSS spectra, and broadened by Gaussian kernels of successively larger velocity width ranging from 100 to 850 km/s in steps of 25 km/s. The broadened stellar template sets are redshifted to the best-fit galaxy redshift, and the spectrum is modeled as a least-squares linear combination of the basis at each trial broadening, masking pixels at the position of common emission lines in the galaxy-redshift rest frame. The best-fit velocity dispersion is determined by fitting locally for the position of the minimum of chi-squared versus trial velocity dispersion in the neighborhood of the lowest gridded chi-squared value. Velocity-dispersion error estimates are determined from the curvature of the chi-squared curve at the global minimum, and are set to a negative value if the best value occurs at the high-velocity end of the fitting range. Reported best-fit velocity-dispersion values less than about 100 km/s are below the resolution limit of the SDSS spectrograph and are to be regarded with caution.

Flux values, redshifts, line-widths, and continuum levels are computed for common rest-frame ultraviolet and optical emission lines by fitting multiple Gaussian-plus-background models at their observed positions within the spectra. The initial-guess emission-line redshift is taken from the main redshift analysis, but is subsequently re-fit nonlinearly in the emission-line fitting routine. All lines are constrained to have the same redshift except for Lyman-alpha. Intrinsic line-widths are constrained to be the same for all emission lines, with the exception of the hydrogen Balmer series, which is given its own line-width as a free parameter, and Lyman-alpha and NV 1214, which each have their own free line-width parameters. Known 3:1 line flux ratios between the members of the [OIII] 5007 and [NII] 6583 doublets are imposed. When the signal-to-noise of the line measurements permits doing so, spectra classified as galaxies and QSOs are sub-classified into AGN and star-forming galaxies based upon measured [OIII]/H&beta and [NII]/H&alpha line ratios, and galaxies with very high equivalent width in H&alpha are sub-classified as starburst objects. See the spectro catalogs page for details on the line ratio criteria.

The output of the redshift and classification pipeline is stored in three files for each spectroscopic plate observation. The spZbest file contains the detailed results for the best-fit redshift/classification of each spectrum, and includes the best-fit model spectrum that was used to make the redshift measurement. The spZall file contains parameters from all the next-best identifications, without the full representation of the associated model spectra (although these can be reconstructed from template files and reported coefficients). The spZline file contains the results of the emission-line fits for each object.