Коротко: красное смещение (сдвиг линий) от доплера и гравитации меняет все длины волн одинаково (ахроматично, одинаковая относительная величина), в то время как межзвёздное поглощение/рассеяние зависит от длины волны (хроматично) и даёт преимущественное ослабление коротких волн — «покраснение» и изменение спектрального наклона. По сочетанию этих признаков можно отделить вклад трёх эффектов.
Физика в формулах:
- Доплеровский (нерелятивистский): $\frac{\Delta \lambda }{\lambda }=\frac{v}{c}$ (все $\lambda$ смещаются одинаково в относительном выражении).
- Гравитационный (слабое поле): $z_{\mathrm{grav}}\equiv \frac{\Delta \lambda }{\lambda }\approx \frac{\Delta \Phi }{c^2}\sim \frac{GM}{R{c}^2}$. В общем релятивистском виде для Шварцшильда: ${\nu }_{\infty }={\nu }_{\mathrm{emit}}\sqrt{1-\frac{2GM}{R{c}^2}}$.
- Поглощение/затухание: интенсивность снижается как $I_{\lambda }=I_{\lambda ,0}{e}^{-{\tau }_{\lambda }}$ или в звездных величинах $I_{\lambda }=I_{\lambda ,0}10^{-0.4A_{\lambda }}$, где оптическая толща ${\tau }_{\lambda }$ и поглощение $A_{\lambda }$ сильно зависят от $\lambda$ (типично $A_{\lambda }$ увеличивается при убывании $\lambda$, можно аппроксимировать в оптике/ИR как $A_{\lambda }\propto {\lambda }^{-\alpha }$).
Наблюдательные признаки и как разграничить:
1. Хроматичность сдвига:
- Если все спектральные линии (и континуум) сдвинуты одинаково в относительном выражении $\Delta \lambda /\lambda$, это Doppler/гравитация. Если же коротковолновая часть спектра сильнее ослаблена (изменился цвет/наклон), то присутствует пыль/поглощение.
2. Проверка линей:
- Измерьте $\Delta \lambda$ для линий на разной $\lambda$. Доплер: $\Delta \lambda /\lambda$ одинаков для всех. Пыль не даёт смещения $\Delta \lambda$, а лишь снижает интенсивность и меняет континуум.
3. Балмеровский декремент и линийные соотношения:
- Для тела типа H II ожидается $(\mathrm{H}\alpha /\mathrm{H}\beta {)}_0\approx 2.86$. Повышенное отношение указывает на поглощение; по известной кривой поглощения можно восстановить $A_V$.
4. Спектральные абсорбционные системы ISM:
- Узкие абсорбционные линии (Na I D, K I и т. п.) на системных скоростях указывают на межзвёздный газ/пыль на пути. Наличие 2175 Å «горбика» (для MW-подобной пыли) — явный признак пыли.
5. Пространственная зависимость (IFU/карты):
- Доплеровское смещение обычно даёт характерное поле скоростей (вращение, потоки). Гравитационный сдвиг заметен только у излучения с очень малых радиусов (центрально сконцентрирован, монотонно увеличивается к ядру). Пылевое ослабление коррелирует с изображением (пылевые полосы, поглощённые участки).
6. Профили линий и ширина:
- Доплер (движение) даёт сдвиг и/или доплеровское расширение/broadening. Гравитация не расширяет линию сама по себе, но если линии формируются в разных радиусах в глубоких потенциалах, может быть радиальная зависимость сдвига. Пыль не даёт дополнительной ширины, только уменьшает поток.
7. Поляризация и рассеяние:
- Если часть света рассеяна (облака/пыль), она может быть поляризована; это помогает отличать прямой и рассеянный компоненты.
8. Моделирование:
- Одновременно подгоняя красное смещение (единичный z или карта скоростей) и кривую поглощения (CCM/Calzetti/параметр $R_V$), можно разделить вклад. Гравитационный вклад выделяется при наличии централизованного систематического сдвига, который не согласуется с полем доплеровских скоростей внешних областей.
Примеры оценки:
- Типичное доплеровское смещение: $\Delta \lambda /\lambda =v/c$ (для $v=300km/s$ даёт $z\approx 10^{-3}$).
- Гравитационный сдвиг значим только очень близко к массивному объекту: $z_{\mathrm{grav}}\sim \frac{GM}{R{c}^2}$ мал для звёздных радиусов, может быть заметен для линий, образующихся у аккреционного диска в пределах нескольких $r_s$.
- Пылевое ослабление может давать десятки процентов в оптике и гораздо больше в ультрафиолете; оно ясно меняет цвет и баланс линий (например, увеличивает $\mathrm{H}\alpha /\mathrm{H}\beta$).
Итог: отличить легко по хроматичности — доплер и гравитация сдвигают все длины волн одинаково (ахроматично), пыль/межзвёздное поглощение ослабляют короткие волны сильнее (хроматично) и дают дополнительные признаки: узкие ISM-линии, повышенный балмеровский декремент, корреляция с пылевыми структурами на изображении и поляризацией.