Rødforskydning/Blåforskydning

Jeg vil tro det er i stil med det her.

Man bestemmer først afstanden ud til stjerne. Så kan man finde hastigheden af stjernen ud fra Hubbles lov og derfor regne på hvor rødforskudt den er (eller blåfoskudt). Så kan man regne tilbage og finde den "rigtige" farve. Men rød/blåforskydning er som regel så lidt, at man kan se bort fra det.

Det er mit bud.

Tak for dit svar :)

Men hvad mener du egentlig med "Men rød/blåforskydning er som regel så lidt, at man kan se bort fra det" ?

Det er vist ikke mere end en forskydning på et par nm :)

Så dvs. at når man ser en blå stjerne så skal man gå ud fra at det er en meget varm stjerne i stedet for at gå ud fra at den er ved at bevæge sig tættere på os. ?

#4 Ja, det er meget rimeligt at sige det :)

Generelt kan man ikke sige hvor meget rød/blå forskydningen er da denne afhænger af galaksens eller stjernens fart væk fra os. Normalt vil man kunne genkende spektrallinjer fra stjerner, som f.eks. hydrogen eller helium og se hvor meget disse er forskudte. Vha. spektrallinjer ved man hvad der skyldes rødforskydning og man kan derfor finde den rigtige temperatur.

At denne forskydning kun er et par nm er dog forkert, en bølgelængde kan f.eks. godt være blevet halvanden gange så stor pga. doppler forskydningen, det kræver bare man kigger på noget langt nok væk, da sådanne legemer vil have en høj fart i henhold til hubbles lov.

#1: Det er meget svært at finde afstanden til en stjerne, medmindre denne stjerne har været en del af Hipparcos, der målte parallaksen for mange mange stjerner. Du kan dog undersøge lysspektret fra en stjerne og identificere de bølgelængder, hvor overgangen er kendt (H-alfa og H_beta eksempelvis). Herefter kan man beregne stjernens hastighed relativt til os med Dobblerformlen, hvis man ikke tager interstellar absorbtion og/eller gravitationel rødforskydning med i billedet.

#0: Du vil ikke have en stjerne, der er så rødforskydt, at den vil gå fra blå til rød farve på himlen. Det er som oftest nogle 50 nanometer, der er tale om, men det er nok til at kunne ses i spektre.