Lær om dopplereffekten

Astronomer bruker Doppler-effekten til å måle frekvensen av lysbølger når et objekt beveger seg i forhold til observatøren. Frekvensen er kortere når den beveger seg mot deg, og objektet viser en blåforskyvning. Hvis objektet beveger seg bort, viser det en rødforskyvning. Dette viser seg i spektra av stjernelys som et skift i de svarte linjene (kalt absorpsjonslinjer) som vist her). Carolyn Collins Petersen

Astronomer studerer lyset fra fjerne objekter for å forstå dem. Lys beveger seg gjennom verdensrommet med 299 000 kilometer per sekund, og dets vei kan avledes av tyngdekraften samt absorberes og spres av skyer av materiale i universet. Astronomer bruker mange egenskaper til lys for å studere alt fra planeter og deres måner til de fjerneste objektene i kosmos.

Dykk inn i dopplereffekten

Et verktøy de bruker er Doppler-effekten. Dette er et skifte i frekvensen eller bølgelengden til stråling som sendes ut fra et objekt når det beveger seg gjennom rommet. Det er oppkalt etter den østerrikske fysikeren Christian Doppler som først foreslo det i 1842.

Hvordan virker dopplereffekten? Hvis kilden til stråling, si en stjerne , beveger seg mot en astronom på jorden (for eksempel), vil bølgelengden til strålingen virke kortere (høyere frekvens, og derfor høyere energi). På den annen side, hvis objektet beveger seg bort fra observatøren, vil bølgelengden virke lengre (lavere frekvens og lavere energi). Du har sikkert opplevd en versjon av effekten når du hørte en togfløyte eller en politisirene mens den beveget seg forbi deg, og endret tonehøyde når den passerer deg og beveger seg bort.

Doppler-effekten ligger bak teknologier som politiradar, der 'radarpistolen' sender ut lys med kjent bølgelengde. Deretter spretter det radar-'lyset' av en bil i bevegelse og reiser tilbake til instrumentet. Det resulterende skiftet i bølgelengde brukes til å beregne hastigheten til kjøretøyet. ( Merk: det er faktisk et dobbeltskift da den bevegelige bilen først fungerer som observatøren og opplever et skifte, deretter som en bevegelig kilde som sender lyset tilbake til kontoret, og dermed skifter bølgelengden en gang til. )

Rødforskyvning

Når et objekt trekker seg tilbake (dvs. beveger seg bort) fra en observatør, vil toppene av strålingen som sendes ut være plassert lenger fra hverandre enn de ville vært hvis kildeobjektet var stasjonært. Resultatet er at den resulterende bølgelengden av lys vises lengre. Astronomer sier at det er 'flyttet til den røde' enden av spekteret.

Den samme effekten gjelder for alle bånd i det elektromagnetiske spekteret, som f.eks radio , røntgen eller gammastråler . Imidlertid er optiske målinger de vanligste og er kilden til begrepet 'rødforskyvning'. Jo raskere kilden beveger seg bort fra observatøren, jo større er rødforskyvning . Fra et energisynspunkt tilsvarer lengre bølgelengder lavere energistråling.

Blueshift

Omvendt, når en strålingskilde nærmer seg en observatør, vises bølgelengdene til lyset nærmere hverandre, noe som effektivt forkorter lysets bølgelengde. (Igjen, kortere bølgelengde betyr høyere frekvens og derfor høyere energi.) Spektroskopisk vil emisjonslinjene virke forskjøvet mot den blå siden av det optiske spekteret, derav navnet blåskift .

Som med rødforskyvning, er effekten gjeldende for andre bånd av det elektromagnetiske spekteret, men effekten diskuteres oftest når man har å gjøre med optisk lys, selv om dette absolutt ikke er tilfelle i noen områder av astronomi.

Utvidelse av universet og dopplerskiftet

Bruk av Doppler Shift har resultert i noen viktige funn innen astronomi. På begynnelsen av 1900-tallet ble det antatt at univers var statisk. Faktisk førte detteAlbert Einsteinå legge til den kosmologiske konstanten til hans berømte feltligning for å 'oppheve' utvidelsen (eller sammentrekningen) som ble forutsagt av hans beregning. Spesielt ble det en gang antatt at 'kanten' av Melkeveien representerte grensen til det statiske universet.

Deretter, Edwin Hubble fant ut at de såkalte 'spiraltåkene' som hadde plaget astronomi i flere tiår var ikke tåker i det hele tatt. De var faktisk andre galakser. Det var en fantastisk oppdagelse og fortalte astronomer at univers er mye større enn de visste.

Hubble fortsatte deretter med å måle Doppler-skiftet, og fant spesifikt rødforskyvningen til disse galaksene. Han fant ut at jo lenger unna en galakse er, jo raskere trekker den seg tilbake. Dette førte til den nå kjente Hubbles lov , som sier at et objekts avstand er proporsjonal med dets resesjonshastighet.

Denne åpenbaringen fikk Einstein til å skrive det hans tillegg av den kosmologiske konstanten til feltligningen var den største tabben i karrieren. Interessant nok plasserer noen forskere nå konstanten tilbake inn i generell relativitetsteori .

Som det viser seg er Hubbles lov bare sant opp til et punkt siden forskning de siste par tiårene har funnet ut atfjerne galaksergår raskere tilbake enn antatt. Dette innebærer at ekspansjonen av universet akselererer. Grunnen til det er et mysterium, og forskere har kalt drivkraften til denne akselerasjonen mørk energi . De redegjør for det i Einstein-feltligningen som en kosmologisk konstant (selv om den er av en annen form enn Einsteins formulering).

Annen bruk i astronomi

I tillegg til å måle utvidelsen av universet, kan Doppler-effekten brukes til å modellere bevegelsen til ting mye nærmere hjemmet; nemlig dynamikken i Galaksen Melkeveien .

Ved å måle avstanden til stjerner og deres rødforskyvning eller blåforskyvning, er astronomer i stand til å kartlegge bevegelsen til galaksen vår og få et bilde av hvordan galaksen vår kan se ut for en observatør fra hele universet.

Dopplereffekten lar også forskere måle pulsasjonen til variable stjerner, samt bevegelser til partikler som beveger seg med utrolige hastigheter inne i relativistiske jetstrømmer som kommer fra supermassive sorte hull .

Redigert og oppdatert avCarolyn Collins Petersen.