Vöröseltolódások

Az előző részben a SkyServer segítségével 12 galaxis vöröseltolódását néztük meg. Ebben a részben megmutatjuk, hogyan tudod egyedül kiszámítani a vöröseltolódást.

A csillagászok hihetetlen mennyiségű dolgot tudnak meg a galaxisok spektrumából. Ebben a részben csak egy ilyenre koncentrálunk: megtanuljuk, hogyan lehet egy galaxis vöröseltolódását megtudni a spektrumából, és hogy hogyan értelmezzük ezt a mennyiséget.

A vöröseltolódás mérése

A vöröseltolódás vagy kékeltolódás mérése négy lépésből áll:

1) Egy színképvonalakkal rendelkező objektum (pl. egy galaxis) spektrumát megmérni
2) A vonalak mintázatai alapján az egyes vonalakat az őket keltő atomhoz, ionhoz, molekulához párosítani
3) megmérni egy ilyen vonal eltolódását, ahhoz képest, ahol egy földi laboratóriumban mérve annak lennie kéne
4) végül behelyettesíteni egy képletbe, amellyel a megfigyelt eltolódásból látóirány menti sebességet kapunk

Egy példa alapján nyilvánvalóvá válik, hogyan működik mindez. Az univerzumban a leggyakoribb elem a hidrogén, és gyakran látható galaxisokban, ahol a gáz ionizálódik és fényt bocsájt ki. Az ilyen régiók spektruma egy Balmer-sorozatnak nevezett emissziós vonalcsoportot mutat. A Balmer emissziós vonalakat könnyű reprodukálni egy osztályteremben is, egy hidrogén kisülési csővel. Az ionizáció oka, ami a gázt fénykibocsájtásra bírja, nem ugyanaz, mint a galaxisokban, de a spektrum - a vonalak mintázata - azonos. Akár saját, az osztályteremben végzett méréseitekből, akár táblázatokból kiolvasva, a Balmer sorozat hullámhosszai (nyugvó rendszerben): (A hullámhosszakat Angströmben adtuk meg, egy Angström a méter tízmilliárdod részével egyenlő.)

12. gyakorlat: A Színkép Letöltő eszköz segítségével nézd meg a következő objektum spektrumát: ID = 582102012537667624. A spektrumot Plate = 401/51788, Fiber = 161-nél találod meg, de ide is másoltuk. Ez a spektrum egy galaxisból származik, és mint sok másik, erős színképvonalakkal rendelkezik. A hidrogénvonalak már azonosítva is vannak: a legmagasabb csúcs az a vonal (Ha-val jelölve), a második legmagasabb a b vonal. A g és d vonalak csúcs helyett völgyek.

A teljes mérethez kattints a képre

A Balmer vonalak hullámhosszait olvasd le a spektrum x tengelyéről, hogy ellenőrizd a bejegyzéseket az alábbi táblázatban: Hidrogén hullámhosszai - Balmer sorozat az Object ID = 582 102 012 537 667 624 objektumra Név Szín Hullámhossz (Angström) Alfa (a) Vörös 7220 Béta (b) Kék-zöld 5360 Gamma (g) Ibolya 4780 Delta (d) Mély ibolya 4500

A vöröseltolódást z-vel szokás jelölni. A z definíciója

 1 + z = l _megfigyelt /  l _nyugvó.

Például a Balmer gamma vonalat véve az ID = 582102012537667624 galaxis esetében,

1 + z = 4780 / 4340.5 = 1.101, így

z = 0.101.

Vegyük észre, hogy ha a megfigyelt hullámhossz kisebb lenne a nyugvó hullámhossznál, z értéke negatív lenne - ez azt jelentené számunkra, hogy kékeltolódásról van szó, és a galaxis közeledik hozzánk. Az derül ki, hogy majdnem minden galaxis az égen vöröseltolódott spektrummal rendelkezik. . 

Az alfa, béta, vagy delta vonalakat választva szintén z = 0.1 eredményt kapnánk - a mért vöröseltolódás nem függ attól, melyik vonalat választottuk. Ha különböző vonalakra nagyon eltérő vöröseltolódást kapunk, akkor legvalószínűbb, hogy legalább az egyik vonalat tévesen azonosítottuk.

A vöröseltolódás értelmezése

Néha a vöröseltolódást a galaxis tőlünk való távolodási sebességével fejezzük ki, km/sec mértékegységben.

A z vöröseltolódásról a km/másodpercben mért v sebességre való áttérés egyszerű, a képlet:

v = c z,

ahol c a fénysebesség, c = 300,000 km/másodperc.

Így ebben a példában, a 582102012537667624 galaxis tőlünk 0.1 x 3 x 10^5 km/sec = 30,000 km/sec sebességgel látszik távolodni. Ez tipikus érték az SkyServer adatbázisában szereplő galaxis-vöröseltolódások esetében.

Mivel a formula azonos azzal, hogy z = v / c, egy értelmezést is nyújt a z mennyiségre: z a galaxis távolodási sebességét méri a fénysebességhez képest.

Eddig a pontig a dolgok egyszerűek voltak, de z-nek ez a definíciója több buktatót is rejt magában. Először is, a v = c z képlet csak akkor pontos, ha z jóval kisebb, mint 1 (mondjuk z = 0.1 megfelelő). Nagy sebességeknél, amelyek megközelítik a fénysebességet, Einstein speciális relativitáselméletének megfelelően egy kicsit bonyolultabb formulát kell alkalmazni. Másrészt, habár gyakran a "galaxisok mozgásáról" beszélünk, amely a térben való mozgást, haladást jelent, valójában maga a tér is tágul. A táguló tér minden galaxist magával visz (képzeljünk el egy mazsolás kuglófot, amely a sütőben dagad - a környezetükhöz képest a mazsolák nyugalomban vannak, de a táguló tészta magával viszi őket). Az utolsó részben erről még többet tudunk meg. Ebben a képben a galaxis vöröseltolódását egyáltalán nem mint sebességet kell értelmezni, még ha úgy is néz ki a megfigyelt vöröseltolódás, mint a Doppler-effektus.

Ebben az esetben a vöröseltolódás inkább azt mondja meg, mekkora volt a világegyetem mérete abban a pillanatban, amikor a fény elindult a távoli galaxisból. Mivel a világegyetem mérete legalább sokmilliárd fényév, a fény csak sokmilliárd év alatt ér el hozzánk a távoli galaxisokból. Tegyük fel, hogy a 582102012537667624 galaxis távolsága d(z) volt abban a pillanatban, amikor a ma észlelt fény elindult belőle (z = 0.1 esetén például nagyjából egymilliárd éve volt ez). Ez alatt az egymilliárd év alatt az univerzum tere kitágult, úgyhogy most a mi galaxisunk és a távoli galaxis közötti távolság d(0). Ekkor

1 + z = d(0) / d(z).

Ezt a képletet a következőképpen értelmezzük: a z=0.1 vöröseltolódáshoz tartozó időpont óta ma minden galaxis 10 %-kal eltávolodott egymástól. Azt is mondhatjuk, hogy a világegyetem ugyanannyira nyúlt meg, mint a hullámhosszak. A z = 0.2 érték ahhoz az időponthoz tartozik, amióta a galaxisok távolsága mára 20 %-kal nőtt meg, és így tovább.

Minta galaxisok vöröseltolódása

Most, hogy tudod, mi a vöröseltolódás, és hogy hogyan mérhető meg, kész vagy arra, hogy visszatérj az előző részben szereplő minta galaxisokra.

Nagyobb kép Teljes méretű kép (nagyon nagy)