rødforskyvning

Dopplereffekten oppstår når lyskilden og observatøren beveger seg vekk fra hverandre. Dersom lyskilden og observatøren beveger seg mot hverandre, måler observatøren en blåforskyvning av lyset. Begge disse effektene ble kalt dopplereffekten fordi disse effektene først ble beskrevet av den østerrikske fysikeren Christian Doppler i 1842.

Dopplereffekten har mange anvendelser, for eksempel for å bestemme hastigheter ved bruk av radar, eller for å beregne hvor raskt en stjerne beveger seg mot oss eller fra oss.

Dopplereffekten opptrer også for lydbølger. Les mer under dopplereffekt.

Den gravitasjonelle rødforskyvningen er at lys fra kilder lengre nede i et tyngdefelt enn observatøren vil få en rødforskyvning. Dette er illustrert i artikkelen om relativitetsteorien. Omvendt vil lys fra kilder høyere oppe enn observatøren få en blåforskyvning. En felles betegnelse for disse effektene er den gravitasjonelle frekvensforkyvningen. Effekten er målt blant annet i Pound-Rebka-eksperimentet.

Den andre relativistiske frekvensforskyvningseffekten er den kosmiske rødforskyvningen. Det er at lys fra fjerne kilder i universet får en rødforskyvning proporsjonal med deres avstand fra observatøren. Årsaken er universet ekspansjon. På vei fra kilden til observatøren strekkes lysbølgene fordi rommet utvider seg. Den kosmiske rødforskyvningen er altså ikke en dopplereffekt, men en ekspansjonseffekt

Observasjoner av kosmisk rødforskyvning er bakgrunnen for at man på 1930-tallet oppdaget at universet utvider seg (se kosmologiens historie). Kosmisk rødforskyvning lå også til grunn da vi på slutten av 1990-tallet oppdaget at universet utvider seg med akselererende hastighet og at det trolig inneholder store mengder mørk energi.

For å kunne måle rødforskyvning må man kjenne bølgelengden lyset hadde da det ble sendt ut fra kilden. I noen tilfeller, som ved bruk av laser eller radar, er denne bølgelengden kjent. I andre tilfeller, når man studerer astronomiske objekter, er det vanlig å observere spektrallinjer med kjente bølgelengder.

I alminnelighet vil frekvensforskyvningen til lys fra et kosmisk objekt skyldes alle tre effektene. For å forstå hvordan dette henger sammen må vi se litt på bevegelsen av fjerne objekter i universet.

Lyset fra stjerner og galakser kan ha flere bidrag til frekvensforskyvningen. De to viktigste er vanligvis:

• Den spesifikke hastigheten (peculiar velocity, egenhastighet), v_p, som er komponenten langs synslinjen av hastighetsbidraget fra lokale gravitasjonsfelter, for eksempel gravitasjonskraften fra en galakse på en stjerne. Lyset fra en stjerne i en fjern galakse vi få en dopplereffekt på grunn av stjernens spesifikke hastighet. Hvis stjernen beveger seg mot jorda gir dopplereffekten en blåforskyvning, og hvis den beveger seg vekk fra jorda i sin bane rundt galaksens sentrum blir det en rødforskyvning.
• Kosmisk rødforskyvning som skyldes at lysbølgene strekkes når universet utvider seg. Denne kosmiske rødforskyvningen er det igjen mulig å dele opp i to komponenter: Den viktigste, spesielt når avstandene er store, er v_H. Dette er utvidelshastigheten i henhold til Hubbles lov, v_H = H₀s, der H₀ kalles Hubbles konstant og s er objektets avstand fra observatøren. Den andre er en effekt som skyldes den gravitasjonelle frekvensforskyvningen fra den kosmiske massen mellom observatøren og det observerte objektet.

Objektets hastighet langs synslinjen observert fra Jorda er v = v_P + v_H. Det er v som måles ved å studere spektrallinjer fra fjerne stjerner. Typiske spesifikke hastigheter er 400 km/s, mens verdien av v_H er gitt i Hubbles lov, v_H = H₀s. Verdien av H₀ er omtrent 20 km/s per million lysår. Det betyr at først i avstander over 20 millioner lysår vil ekspansjonshastigheten dominere over de spesifikke hastighetene.

I tillegg vil lys sendt ut fra for eksempel en nøytronstjerne få en målbar ekstra gravitasjonell rødforskyvning, siden lyset må bevege seg ut av stjernens sterke gravitasjonsfelt for at vi skal kunne observere det.

• dopplereffekt
• kosmologi
• universet
• spektroskopi