Vöröseltolódások

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

Ha a következő szavak vagy fogalmak valamelyikével nem vagy tisztában, olvass utánuk bármilyen bevezető fizika vagy csillagászat könyvben, mielőtt elkezded ezt a részt:

spektrumok
színképvonalak (abszorpciós, emissziós)
Hullámhossz
Angström
Balmer sorozat
Doppler-eltolódás

A csillagászok hihetetlen mennyiségű dolgot tudnak meg a csillagok, galaxisok, kvazárok 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 (legyen mondjuk egy galaxis) spektrumát megmérni
2) A vonalak mintázatai alapján az egyes vonalakat a megfelelő 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):

14. gyakorlat: A SkyServer segítségével nézd meg a következő objektum spektrumát: ID = 582102012537667624. A spektrumot a Színkép Letöltő eszköz segítségével töltheted le, plate = 401/51788, fiber = 161. A spektrumot alább ábrázoltuk. Ez a spektrum egy galaxisból származik, és mint sok másik, erős emissziós vonalakat mutat. A hidrogénvonalakat már azonosítva vannak számodra: a legmagasabb csúcs aa vonal, és a tőle balra lévő magas csúcs a b vonal. Amint a minta ismerőssé válik számodra, ezeket a vonalakat akár jelöletlen spektrumokban is fel fogod tudni ismerni.

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 Színkép Letöltő eszköz indítása

A redshift, amit z-vel jelölünk, a következőképpen van definiálva:

 1 + z = l _megfigyelt /  l _nyugvó.

Például a Balmer gamma vonalat véve,

1 + z = 4780 / 4340.5 = 1.1, így

z = 0.1.

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 ez az állítás nem bizonyul igaznak (a mérési hibán belül, természetesen), akkor legvalószínűbb, hogy legalább az egyik vonalat tévesen azonosítottad.

A vöröseltolódás értelmezése

Az imént közvetlenül kiszámítottad egy galaxis vöröseltolódását. A z mennyiség dimenziótlan, közvetlenül származtatható az adatból, értéke egyértelmű. Gyakran fogjuk ezt a számot használni. Mindazonáltal néha ki akarjuk fejezni az eredményt a galaxis hozzánk képesti sebességével, km/másodperc mértékegységben.

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

 v = c z ,

 ahol c a fénysebesség , c = 3 x 10⁵ km/sec.

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 nyílegyenesen haladtunk, de van két fontos korlátozás. Először is, a v = c z formula csak akkor pontos, ha z 1-hez képest kicsi (0.1 például megfelelő ebben az értelemben). Nagy sebességekre, amelyek megközelítik a fénysebességet, egy bonyolultabb formulára van szükség, hogy származtathassuk a z vöröseltolódásból a v sebességet. Másodszor, bár gyakran beszélünk a "galaxisok távolodásáról", amely a térben való mozgásra enged következtetni, a táguló világegyetem kép valójában azt jelenti, hogy a tér maga tágul: a galaxisok nem mozognak a térben, hanem a táguló tér viszi magával őket (erről a fogalomról lásd a IV. részt). 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.

Kozmológiai értelemben a vöröseltolódás az univerzum relatív skáláját mutatja meg nekünk abban a pillanatban, amikor a fény elhagyta a galaxist. Tegyük fel, hogy a 582102012537667624 galaxis távolsága d(z) volt akkor, amikor az általunk most megfigyelt fény elhagyta azt (a szemléletesség kedvéért, z = 0.1 esetén ez nagyjából egymilliárd évvel ezelőtt volt). Ez alatt az egymilliárd év alatt a világegyetem tere kitágult, úgyhogy most a mi galaxisunk és a 582102012537667624 galaxis távolsága 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.

Ezt a részt csak akkor olvasd el, ha mélyebben bele akarod ásni magad a z értelmezésébe. Ha gondolod, közvetlenül továbbléphetsz a 15. gyakorlathoz. Valójában kétféle vöröseltolódás van, mindkettőhöz más magyarázat tartozik. Némelyik vöröseltolódás dinamikus - az objektumok mozgásából adódnak (például két egymás körül keringő csillag); más vöröseltolódások a tér fent leírt módon történő kozmológiai tágulásából származnak. Ha csillagokat figyelünk meg, a Doppler szerinti értelmezés tökéletesen megfelelő. A v = c z formula pontossága miatt ritkán kell aggódnunk, mert a v sebesség majdnem mindig kicsi c-hez viszonyítva.

A galaxisok dinamikus mozgással is rendelkeznek szomszédjaikhoz képest - a kettős galaxisok egymás körül keringenek, és a galaxisok bonyolultabb pályákat követnek a csoportokon és halmazokon belül. Az egyes galaxisok érzik a környező tömegek gravitációs vonzását, és ennek hatására mozoghatnak a térben. Ezek a sebességek szintén mind sokkal kisebbek, mint a fénysebesség, és alkalmazható a v = c z formula. Még egyszer, a galaktikus mozgások esetében a Doppler interpretáció megfelelő.

A kozmológiai alkalmazásnál feltételezzük, hogy a galaxisok véletlenszerű mozgásai bizonyos térfogaton belül kiejtik egymást, 0 eredőjűek. Ilyesmit mondunk: "a galaxis vöröseltolódása a tér tágulását tükrözi", feltételezzük, hogy a galaxis a környező térfogathoz képest nyugvó állapotban van, vagyis a vöröseltolódás csakis a tér kozmológiai tágulásából adódik.

A valóságban persze minden galaxis vöröseltolódás két komponensből tevődik össze: egy dinamikus komponensből és egy kozmológiai komponensből. Mindazonáltal a Földön csak egy mennyiséget, a z vöröseltolódást tudjuk mérni. Egyéb segítség nélkül nem tudjuk elkülöníteni a kétféle vöröseltolódást. Általános szabályként, a közeli galaxisokra (z < 0.001) a kozmológiai összetevő kicsi: a dinamikus rész dominál, és Doppler-eltolódásokban gondolkodhatunk (a téren keresztül mozgó objektumokra). Viszonylag távoli galaxisokra (z > 0.01) a dinamikus rész kisebb, mint a kozmológiai rész, és a Doppler-eltolódásban való gondolkodás megtévesztő lehet. Közepes vöröseltolódásoknál, z ~ 0.003, a két rész összehasonlítható mértékben járul hozzá a mért vöröseltolódáshoz. Ebben az esetben a dolgok kibogozása még a szakértőknek is kihívás.

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 a három halmazban.

Kattints ide egy nagyobb képhez, vagy ide egy teljes méretű (nagyon nagy) képhez