Rødforskydning

Fra Wikipedia, den frie encyklopædi
Gå til: navigation, søg
Fysisk kosmologi
WMAP 2010.png
Universet · Universets alder
Big Bang · Tidslinje for Big Bang
Synligt univers
Universets fremtid
Absorberingslinjer i det optiske spektrum af en superhob af en fjern galakse (højre), som sammenlignet med absorption linjer i det optiske spektrum af Solen (Venstre). Pile indikerer rødforskydningen. Bølgelængde forøges op mod den røde og ud (frekvensen falder).

I fysikken (især astrofysikken), opstår fænomenet rødforskydning når lys der ses kommende fra et objekt, er proportionalt forøget i bølgelængden, eller forskudt til den røde ende af spektret. Mere generelt, hvor en observatør registrerer elektromagnetisk stråling udenfor det synlige spektrum, udgør "rødere" forskydning en teknisk forkortelse for "stigning i elektromagnetisme bølgelængde" — som også indebærer lavere frekvens og foton energi i overensstemmelse med, henholdsvis, bølge og kvantum teorien for lys.

Rødforskydning kan henføres til Dopplereffekten, der mest kendes som forandringerne i den tilsyneladende tone af sirener og frekvensen af lyd bølger der udsendes af fremad kørende køretøjer; en observeret rødforskydning, på grund af Dopplereffekten, opstår når en lys kilde bevæger sig væk fra en observatør. Kosmologisk rødforskydning er set på grund af udvidelse af universet, og tilstrækkeligt fjerne lys kilder (generelt mere end få millioner lysår væk) har en rødforskydning svarende til stigningen af deres afstand fra Jorden. Endeligt er der rødforskydning forårsaget af tyngdekraft, det er en relativistisk effekt, observeret i elektromagnetisk stråling, passerende ud af tyngdefelter. Modsat er et fald i bølgelængden, kaldet blåforskydning, generelt set når et lys-udsendende objekt bevæger sig mod en observatør eller når elektromagnetisk stråling bevæger sig ind i et såkaldt tyngdefelt.

Selvom observering af rødforskydning og blåforskydning har flere jordbaserede anvendelser (e.g., Doppler radar og radar kanoner),[1] er rødforskydning mest kendt fra de spektroskopiske observationer af astronomiske objekter.[2]

En særlig relativistisk rødforskydningens formel (og dens klassiske tilnærmelse) kan blive brugt til at udregne rødforskydningen af et nærliggende objekt når rumtiden er fladt. Dog har mange tilfælde af sorte huller og Big Bangs kosmologi krævet at rødforskydningen bliver udregnet ved hjælp af den Generellle relativitetsteori.[3] Special relative, rødforskydning forårsaget af tyngdekraft, og kosmologisk rødforskydning kan forstås under referenceramme transformations lovene. Der eksistere andre fysiske processer som kan lede til en forskydning af frekvensen af elektromagnetisk stråling, deriblandt spredning og optiske effekter; dog, kan den resulterende forandring skelnes fra rigtig rødforskydning og er ikke generelt refereret som sådan.

Rødforskydning og blåforskydning

Rødforskydningens formel[redigér | redigér wikikode]

I den generelle relativitet kan man udlede flere formler, gældende for særlige tilfælde, for rødforskydning i visse specielle rumtids geometrier, som opsummeres i den følgende tabel. I alle tilfælde er størrelsen af forskydningen (værdien af z) uafhængig af bølgelængden.[2]

Doppler effekt, gul (~575 nm bølgelængde) kugle vises som værende grøn (blåforskydning til ~565 nm bølgelængde) nærmer sig observatøren, bliver orange (rødforskydningen til ~585 nm bølgelængde) som den passerer, og vender tilbage til gul når bevægelse stoppes. For at observere sådan en forandring i farven, skal objektet have en fart på omkring 5200 km/s, eller omkring 75 gange hurtigere end far rekorden for hurtigste menneskeskabte rum fartøj.
Rødforskydning resumé
Rødforskydning type Geometri Formel[4]
Relativistisk Dopplereffekt Minkowski-rum (flad rumtid) 1 + z = \gamma \left(1 + \frac{v_{\parallel}}{c}\right)
z \approx \frac{v_{\parallel}}{c} for small v

1 + z = \sqrt{\frac{1+\frac{v}{c}}{1-\frac{v}{c}}} for bevægelse i den helt radiale retning.
1 + z=\frac{1}{\sqrt{1-\frac{v^2}{c^2}}} for bevægelse in den helt omvendte retning.

Kosmologisk rødforskydning FLRW rumtid (ekspanderende Big Bang univers) 1 + z = \frac{a_{\mathrm{now}}}{a_{\mathrm{then}}}
Rødforskydning forårsaget af tyngdekraft alle i stationær rumtid (eller Schwarzschild's geometri) 1 + z = \sqrt{\frac{g_{tt}(\text{modtager})}{g_{tt}(\text{kilde})}}
(for Schwarzschild's geometri, 1 + z = \sqrt{\frac{1 - \frac{2GM}{ c^2  r_{\text{modtager}}}}{1 - \frac{2GM}{ c^2 r_{\text{kilde} }}}}

Referencer[redigér | redigér wikikode]

  1. Se Feynman, Leighton and Sands (1989) eller alle indledende bachelor (og mange højskoler) fysik tekstbøger. Se Taylor (1992) for en relativ diskussion.
  2. 2,0 2,1 Se Binney and Merrifeld (1998), Carroll and Ostlie (1996), Kutner (2003) for applikationer i astronomi.
  3. Se Misner, Thorne and Wheeler (1973) and Weinberg (1971) eller nogle af fysisk kosmologi tekstbøger
  4. Hvor z = rødforskydning; v|| = hastighed parallelt til sigtelinje (positivt hvis den bevæger sig væk fra modtageren); c = lysets hastighed; γ = Lorentzfaktoren; a = størrelses faktor; G = gravitationskonstanten; M = objektets masse; r = radiale Schwarzschild koordinat, gtt = t,t komponent af det metriske tensor