Rødforskydning

Rødforskydning er et fysisk fænomen, hvor lyset fra en lyskilde har fået en længere bølgelængde og dermed er blevet forskudt mod den røde del at lysspektrumet.

Rødforskydning kan forekomme af forskellige grunde, men skyldes som regel Doppler effekten. Doppler effekten er et generelt fænomen for bølger og kendes især fra lydbølger.

Når en ambulance med sirenerne i gang kører forbi, kan man hører et skift i tonen, fra når den kommer imod én, til når den bevæger sig væk fra én. Sirenens frekvens er højere, når den kommer imod os, end når den fjerner sig fra os.

Dette skyldes, at når sirenerne kommer imod os, vil de have bevæget sig et stykke mellem hver bølgetop. Altså bølgen bliver skubbet sammen, fordi ambulance bevæger sig med lyden. Dette gør at lyden, for lytteren, kommer til at have lavere bølgelængde, hvilket vi kan høre som en højere tone.

Når lydkilden bevæger sig væk fra os, bliver bølgen strakt og får en højere bølgelængde, hvilket vi hører som en lavere eller dybere tone.

Det er samme fænomen som giver rødforskydning i lysbølger. Når en lyskilde bevæger sig væk fra os, får lyset en højere bølgelængde. For synligt lys betyder højere bølgelængde, at lysets spektrum (de frekvenser der udgør lyset) bliver skubbet mod den røde side. Ligesom for den generelle Doppler effekt, har vi også det modsatte fænomen når lyskilden bevæger sig i mod os. Vi kalder denne for blåforskydning, da lyset da forskydes mod den blå del af lysspektrumet.

Rødforskydning er meget vigtigt inden for astronomi, da det kan bruges til at bestemme, hvor langt væk stjerner (som vores sol) er fra jorden. Mange stjerner har en rødforskydning for jorden. Dette skyldes i de fleste tilfælde ikke, at stjernerne direkte bevæger sig væk fra os, men er i stedet en effekt af universets udvidelse.

Rummet i universet udvider sig, og dette gør, at der bliver længere og længere mellem alting. Fra jorden vil dette kunne ses som, at alle stjernerne bliver skubbet væk fra os af universet, og dette betyder en rødforskydning.

Da universet ser ud til at udvide sig lige meget over alt, kan vi bruge rødforskydningen til at finde ud af, hvor langt væk en stjerne er fra os. Jo længere væk stjernen er, jo mere rum er der i mellem os, og jo mere udvidelse vil vi kunne se som rødforskydning.

Der findes forskellige måder at måle rødforskydning på. For stjerner bruger man ofte absorberingslinjer fra stjernens lys. Alle stoffer absorberer en eller flere af lysets frekvenser, hvilket ses som huller i lysspektrumet. Hvis vi kan se, at en stjernes lys' absorberingslinjer alle er forskudt, må dette altså betyde at lyset har gennemgået en rødforskydning.

Vi udregner det med denne rødforskydning formel:

z = \frac{\lambda_{m} -\lambda_{u}}{\lambda_{u}}

z er symbolet for rødforskydning. z har ikke nogen enhed. \lambda{_m} er den modtagne bølgelængde og \lambda_{u} er den udsendte bølgelængde.

Altså man måler bølgelængden fra en lyskilde, og finder ud af hvad bølgelængden har været da den blev udsendt, og så dividerer man forskellen i bølgelængde med den udsendte bølgelængde.

Eksempel

En astronom måler en stjernes spektrum og finder ud af, at en absorberingslinje ved 550 nm (nanometer) er blevet forskudt til 570 nm.


Absorberingslinjen på lyset da det blev udsendt, og absorberingslinjen på de lys vi modtog.

z = \frac{570 \text{ nm} - 550 \text{ nm}}{550 \text{ nm}} = \frac{20 \text{ nm}}{550 \text{ nm}} = 0,04

Stjernen har altså en rødforskydning på z = 0,04.