Efekt Dopplera — przesunięcie ku czerwieni

Co się właśnie stało?

Znane z laboratorium linie absorpcyjne wodoru (Hα, Hβ, …) mają w widmie gwiazdy inne położenie niż w spoczynku. Gdy gwiazda się oddala, cały wzór linii wędruje ku czerwieni; gdy się zbliża — ku fioletowi. To efekt Dopplera dla światła.

Wzór na przesunięcie dopplerowskie:

— względna zmiana długości fali równa jest stosunkowi prędkości radialnej do prędkości światła. $\Delta\lambda$ — zmiana długości fali, $\lambda$ — długość spoczynkowa, $v$ — prędkość radialna, $c = 3\cdot10^5\,\mathrm{km/s}$.

Znak decyduje o wszystkim:

Kierunek przesunięcia zależy wyłącznie od znaku prędkości radialnej — nie od jasności czy typu gwiazdy. Mierząc $\Delta\lambda$ jednej linii, wyliczamy prędkość: $v = c\,\Delta\lambda/\lambda$. Tak poznajemy ruch gwiazd i galaktyk, których nie da się „zobaczyć" jak się poruszają.

Czym to różni się od Dopplera dla dźwięku?

Dźwięk potrzebuje ośrodka (powietrza) i jego przesunięcie zależy osobno od ruchu źródła i obserwatora względem ośrodka. Światło rozchodzi się w próżni — liczy się tylko względna prędkość radialna, a ośrodek nie jest potrzebny. Dla małych $v \ll c$ obie sytuacje opisuje ten sam prosty wzór $\Delta\lambda/\lambda = v/c$.

Po co Ci to na maturze:

Redshift galaktyk to fundament kosmologii — łączy się z prawem Hubble'a ($v = H_0 d$): im dalej galaktyka, tym szybciej się oddala i tym większe przesunięcie ku czerwieni. Chwyt: z przesunięcia linii licz $v$, a z prawa Hubble'a — odległość.

Zapamiętaj: ku czerwieni = oddala się, ku fioletowi = zbliża się. Znak przesunięcia idzie za znakiem prędkości radialnej: Δλ/λ = v/c.