Om rødforskydning


   > Hej Peter.
   > Jeg er i øjeblikket igang med at læse op til fysikeksamen på c-niveau på gymnasiet,
   > desværre havde vi en lærer der meget gerne ville have at vi var a-niveau brugere, og derfor mest brugte tid på
   > dem der havde valgt at trække faget op, som han vidst han ville få på et senere tidspunkt.
   > Desværre var et af de emner han gik meget hurtigt rødforskydning og dopplereffekten,
   > eftersom det kun er c-niveau er det ikke vigtigt for mig at kunne nogle beviser, blot at kunne forklare at jeg har
   > forstået det - og her er mit problem, jeg har ikke forstået det. De tekster der ligger på nettet ligger langt over c-niveau,
   > og de går alle sammen meget hurtigt over det helt centrale, som er det vi er en del der egentlig mangler det,
   > derfor håber jeg at du vil bruge 5 minutter på at skrive en mail til mig, med det helt centrale om rødforskydning,
   > som noget som hvad det egentlig er; og hvad man bruger det til, samt hvordan man måler det.
   > Dette håber jeg er muligt at gøre, eftersom der ikke ligger mange ordentlige sider på nettet med rødforskydning for dummies. :-)
   >
   > Venlig hilsen,
   > en mere eller mindre desperat 1.g'er.
   > Peder Helms.


Hej Peder,

Sikke en skam din lærer gik så hurtigt hen over rødforskydning. Han er nok ikke så interesseret i astronomi,
for her er rødforskydning et af de allervigtigste begreber.

Jeg ved ikke helt hvor meget du ved i forvejen, men begrebet kræver nok lidt mere end hvad der kan forklares
i to sætninger. For overskuelighedens skyld prøver jeg at stille det op i en slags punktform. Tag et punkt af gangen,
stille og roligt, så tror jeg det giver mening. Ellers er du meget velkommen til at skrive igen. Det absolut vigtigste
har jeg skrevet med rødt.

Okay:

1. Begrebet "rødforskydning" betyder egentlig blot, at noget lys har fået en længere bølgelængde.
    Dette skyldes normalt Dopplereffekten (men se punkt 14.).

2. Dopplereffekten er den effekt, der får bølger — f.eks. lys- eller lydbølger — til at ændre bølgelængde.
    Det skyldes, at den genstand der udsender bølgerne, bevæger sig i forhold til os. Hvis genstanden
    bevæger sig hen imod os, bliver bølgerne kortere; hvis den bevæger sig væk fra os, bliver de længere.

3. For lyd er et glimrende eksempel en ambulance. Jo kortere bølgelængde lyd har, jo lysere er lyden.
    Jo længere bølgelængde, jo dybere. Derfor lyder sirenen lysere når ambulancen kommer hen mod os,
    men idet den passerer os og bevæger sig væk fra os, bliver lyden dybere.

4. Lys er jo elektromagnetisk stråling. Lysets egenskaber er bestemt af dets bølgelængde.
    Bølgelængden betegnes ofte med det græske bogstav λ (udtales "lambda"). Hvis λ er mellem ca. 400
    nanometer (nm) og 700 nm, kan vi se det med vores øjne. Det "kortbølgede" lys med λ omkring 4-500
    nm opfatter vi som blåt, mens det langbølgede lys med λ omkring 6-700 nm opfattes som rødt.
    Indimellem ligger f.eks. det grønne lys, der har λ = 500 - 550 nm.

5. Så langt, så godt. Tag en pause, spil lidt guitar, drik en øl. Eller lyt til musik. Musik er godt.

6. Forestil dig nu en grøn lampe på snuden af en raket. Hvis raketten flyver hen mod dig, vil de grønne lyspartikler
    (også kaldet "fotoner") få en lidt kortere bølgelængde. Flyver raketten hurtigt nok, bliver bølgelængden
    så kort, at du ikke længere ser lyset som grønt, men i stedet som blåt. Vi siger så, at lyset er blev blåforskudt.
    Omvendt, hvis raketten flyver væk fra dig, bliver lysets bølgelængde forskudt hen mod den røde ende
    af spektret, og vi siger at lyset er blevet rødforskudt.


7. Rødforskydning benævnes ofte med bogstavet z, og den matematiske definition er
        z = Δλ / λ.
    Her betyder Δλ (udtales "delta-lambda") ændringen i bølgelængde. Altså, hvis lyset oprindeligt havde
    en bølgelængde på λ = 550 nm, og raketten bevæger sig så hurtigt væk fra os at vi ser det med λ = 650 nm,
    så har det ændret sig med Δλ = 100 nm, og rødforskydningen er derfor z = 100/550 = 0.18.

8. Eksemplet her er lidt urealistisk, dog, for for at forskyde bølgelængden så meget, kræves meget store
    hastigheder. Faktisk gælder det, at hvis genstanden der lyser bevæger sig med hastigheden v, så er
    rødforskydningen
        z = v / c.
    Her betyder bogstavet c lysets hastighed, som er 300.000 km/s. For at forårsage en rødforskydning på 0.18,
    skal raketten altså flyve med 0.18 gange lysets hastighed, eller 54.000 km/s.

9. Pause igen.

10. For astronomer som mig er rødforskydning et meget vigtigt begreb. F.eks. bruges effekten til at bestemme
    afstande i Universet
. Det er nemlig sådan, at Universet udvider sig, og alle de galakser der ligger i Universet
    bevæger sig derfor væk fra hinanden. Jo længere væk en galakse ligger fra os, jo hurtigere bevæger den
    sig væk fra os. Hvis vi kan måle dens hastighed væk fra os, kan vi regne ud hvor langt væk den ligger.
    Ved at kigge på bølgelængden af et bestemt grundstof, f.eks. brint, kan vi regne ud hvor hurtigt den bevæger
    sig, ved at kombinere formlerne i punkt 7. og punkt 8.:
       v = c × z = c × Δλ / λ.

11. Jo længere væk en galakse ligger, jo længere har det taget lyset at nå os. Det vil sige, at vi faktisk kigger
    længere og længere tilbage i tiden, jo fjernere galakserne er. Hvis man som jeg er interesseret i, hvordan
    galakserne blev dannet, gælder det altså om at studere de galakser med den største rødforskydning, da
    dette jo betyder den største afstand, og dermed det "længste tilbageblik".

12. Man kan også bruge effekten til at se hvor varm f.eks. en interstellar gassky er. Jo varmere gassen er,
    jo hurtigere bevæger gas-atomerne sig rundt mellem hinanden. Hvis vi kigger på lyset fra gassen, vil en
    "kold" gassky udsende lys med en bestemt bølgelængde (alt efter hvilken slags gas det er), men hvis skyen
    er varm, vil nogle af atomerne bevæge sig hen mod os og nogle væk fra os, og spektret bliver derfor "tværet"
    mere og mere ud, jo varmere skyen er (da noget af det udsendte lys bliver mere blåt og noget bliver mere rødt).

13. De allerfjerneste galakser er ofte kun mulige at se ved en ganske bestemt slags lys, som kaldes "Lyman alpha",
    og som har en bølgelængde på λ = 121.6 nm. Dette er altså en kortere bølgelængde end det synlige lys,
    og kaldes ultraviolet (UV) lys. UV absorberes næsten fuldstændigt i atmosfæren (heldigvis, ellers ville vi blive
    solskoldede på ingen tid), men fordi lyset rødforskydes pga. Universets udvidelse, er det ikke længere UV lys
    når det når ned til Jorden, men i stedet rødt, eller endda infrarødt (altså med en endnu længere bølgelængde
    end det menneskelige øje kan se), og derfor kan det trænge gennem atmosfæren. Dødsmart.

14. Til sidst vil jeg nævne, at rødforskydning også kan skyldes en anden effekt, nemlig tyngdekraften. Hvis noget
    lys udsendes fra et meget tungt objekt — f.eks. en såkaldt neutronstjerne, eller fra nærheden af et sort hul —
    vil det miste noget energi i sit forsøg på at slippe væk fra det tunge objekt. Eftersom lavere energi betyder
    længere bølgelængde, vil lyset også her bliver rødforskudt, og ved at observere lyset kan vi regne ud, hvor
    meget objektet vejer.

15. Hov, jeg glemte at skrive hvordan man måler det. Man bruger en spektrograf. En spektrograf er i princippet
    en krystal, eller et gitter, der spreder lyset ud i et spektrum; jo kortere bølgelængde, jo mere afbøjes lyset
    (se f.eks. forsiden på Pink Floyd's album "Dark Side of the Moon"). Rødforskydningen af lyset måles så ved
    at sammenligne spektret af objektet med spektret af lyset fra en tilsvarende gas som ligger stille (det sidste
    er allerede målt mange gange, for alle mulige grundstoffer, i laboratorier, så de "rigtige" bølgelængder kender
    vi allerede).

Håber alt dette kan hjælpe. Ellers skriver du bare igen. Tag evt. også et kig på denne side


Bedste hilsener,
Peter Laursen

(Du kan se flere svar til interesserede læsere her, under "Brevkasse".)