Rødforskydning – Niels Bohr Institutet - Københavns Universitet

11. juni 2010

Rødforskydning

Hej Spørg om Fysik
Jeg er i gang med at læse op til fysikeksamen, og har et par konkrete spørgsmål vedr. rødsforskydning.

Hvis et objekt bevæger sig væk, ser det så mere rødt ud, eller skal man først stille en prisme foran det modtagne lys?

Hvad skyldes spetrallinjernes opstand? Hvis jeg ikke har misforstået det, så er det de mørke streger man ser på et spektrum, men hvad skyldes disse streger?

De bølgelængder vi opfanger fra lyskilden, optegnes i et spektrum. Kaldes det spektrum for galakse spektraet? (hvis det nu var en galakse der var objektet)

Hvorfor kan man ikke udregne hastigheden til objekter hvis rødforskydningstal er 1 eller over?

Venlig hilsen og på forhånd mange tusind tak!!

(Det lille billede fra forrige side viser et kontinuert spektrum)

Med venlig hilsen
D G E

For at se rødforskydningen, iagttager man normalt de pågældende stjerne eller galakser spektroskopisk. Det kan man enten gøre ved at sætte en prisme ind i lysgangen i kikkerten eller et gitter, gitteret har den fordel at man kan måle sig frem til bølgelængden ved at måle vinkeldrejningen, prismet giver ofte større lysstyrke i spekteret, men det er ikke lineært.

Man kan ikke se rødforskydningen bare ved at iagttage en stjerne, fordi stjerner har forskellige temperaturer og dermed på forhånd forskellige farver, farven i sig selv er altså ikke nogen funktion af en hastighed væk fra os.

Det man må se på er spektrallinjerne i stjernens lys. Ser man på en glødende fast genstand, får man principielt et kontinuert spektrum dvs. et spektrum uden spektrallinjer. Der er to typer af spektre med spektrallinjer, de lysende spektrallinjer, emissionsspektre,


Emissionsspektrum af jern

og de mørke spektrallinjer i et kontinuert spektrum, absorptionsspektre.


Absorptionsspektrum af Brint

En glødende gas udsender emissionslinjer fra de grundstoffer, der findes i gassen. De fremtrædende i universet vil ofte være Hydrogen (Brint) og Helium, men alle stoffer op til jern kan være med, tungere stoffer er sjældne, de lette stoffer er altså mest repræsenteret. Rammer et kontinuert spektrum en kold gas får man absorptionslinjer. Hvis gassen er f.eks. brint vil der komme mørke linjer præcist samme steder, som glødende brintgas ville udsende lysende linjer. Det forstås let ved hjælp af den klassiske Bohr model for atomet, hvor kvantespringene fra niveau til et højere niveau netop sker, når der tilføres præcist energiforskellen imellem niveauerne (i form af lys), eller springet tilbage som frigør præcis den samme energi.

Når man ser på spektrallinjerne fra fjerne systemer ser man, at linjerne er rødforskudt. Des længere borte systemet er des mere rødforskudt. Den effekt, som dette tilskrives, er dopplereffekten opkaldt efter Christian Andreas Doppler (Østrig, 1803 - 1853), som opdagede den i 1842, den blev eksperimentelt eftervist for lyd i 1845 og for elektromagnetiske bølger i 1848.

c er lyshastigheden,  fM er frekvensen lyset modtages med og fK er kildens frekvens, v er hastigheden imellem legemerne, den regnes positiv, hvis legemerne fjerner sig fra hinanden, og negativ hvis de nærmer sig til hinanden.

 

Man beskriver ofte rødforskydningen ved en dimensionsløs størrelse z = (fK - fM)/fM = fK/fM - 1. Ved rødskift er z > 0, ved blåskift z < 0. Som ikke relativistisk tilnærmelse kan man udlede, at z ~ v/c.


Rødskift

Med venlig hilsen
Malte Olsen