Rødforskydning

Kort forklaring

Rødforskydning er måske nok det vigtigste begreb i astronomi overhovedet.

Det betyder kort og godt, at noget lys af en eller anden grund får en længere bølgelængde, og at lyset dermed forskydes mod den røde ende af spektret.

Normalt skyldes det, at det der udsender lyset og den der modtager det bevæger sig væk fra hinanden. Men i astrofysik kan det også skyldes at Universets udvider sig, eller at det udsendes fra et område med kraftig tyngdekraft.

Gå til encyklopædien

Bevægelse ændrer lysets bølgelængde

Når et lysende objekt — f.eks. en stjerne eller en lommelygte — bevæger sig hen imod os, bliver lysets bølgelængde kortere, og kommer dermed til at ligge i den blå ende af spektret. Omvendt, hvis kilden bevæger sig væk fra os bliver bølgelængden længere og dermed rødere.

I det første tilfælde siges lyset at være blevet blåforskudt, i det andet rødforskudt. I begge tilfælde skyldes det Dopplereffekten.

Begrebet hentyder til den "retning" lyset forskydes i; uanset hvilken bølgelængde lyset ender med at få, bruges "rødforskydning" om dé at få en længere bølgelængde — f.eks. vil UV-lys (som har en endnu kortere bølgelængde end blå) forskudt til det blå område også siges at være rødforskudt.

En analog effekt opleves når sirenen fra en ambulance der kommer mod os lyder højere, mens den lyder lavere når den bevæger sig væk igen. For lys er årsagen dog en fundamentalt anden, og må beskrives vha. relativitetsteori.

Fra laboratorieforsøg ved man, hvilke bølgelængder de forskellige grundstoffer udsender lys ved. Ved at måle hvor meget lyset fra et fjernt objekt er forskudt, kan man (meget præcist) regne ud, hvor hurtigt det bevæger sig.

De bedste spektrografer kan måle hastigheden af stjerner mange lysår væk med en nøjagtighed på 1 meter i sekundet.

image hover
Dopplereffekt: Lys får en kortere (længere) bølgelængde, hvis det der lyser bevæger sig hen imod (væk fra) os, og kommer derved til at ligge i den blå (røde) ende af spektret.
image hover
Dopplerforskudte spektrer: Spektret af en stjerne i hvile (øverst) og hhv. rød- og blåforskudt ca. 5 nm, svarende til nogle stjerner der bevæger sig hhv. væk fra os og hen imod os med ca. 1% af lysets hastighed (så hurtigt bevæger stjerner i vores egen galakse sig normalt ikke).
De sorte linier skyldes absorption ved nogle bestemte bølgelængder i stjernens atmosfære.

Kosmologisk rødforskydning

Galakser ligger spredt rundt i Universet, og ligger egentlig nogenlunde stille i rummet, men fordi selve rummet udvider sig, fjerner alle galakserne sig alligevel fra hinanden. Hver gang Universet fordobler sin størrelse, øges afstanden mellem to galakser til det dobbelte. Hvis to galakser på et tidspunkt lå f.eks. 100 millioner lysår fra hinanden, vil de efter denne tid ligge 200 mio. lysår fra hinanden, mens to andre der startede med at ligge 200 mio. lysår fra hinanden vil ende 400 mio. lysår fra hinanden.

Dvs., at jo længere to galakser ligger fra hinanden, jo hurtigere fjerner de sig fra hinanden. Fordi galakserne ligger stille i rummet, er der ingen Doppler-forskydning i spil (okay faktisk bevæger de sig rundt med nogle 100 km/s, så der er også en Dopplereffekt, men lad os ignorere den for nu). Anyway, en forudsigelse af Einsteins generelle relativitetsteori er, at rum kan udvide sig, og at lys som rejser gennem et ekspanderende rum får "strukket" sin bølgelængde proportionalt med udvidelsen.

Fordi lyset rødforskydes mere og mere på sin vej gennem rummet, kan vi bruge en galakses rødforskydning som et mål for dens afstand fra os.

Og eftersom lyset ikke rejser uendeligt hurtigt, men har brugt tid på at nå ned til os, ser vi længere tilbage i tiden, jo længere en galakse ligger væk. Derfor er en galakses rødforskydning samtidig et mål for Universets alder på den tid vi ser galaksen.

Det er pænt sejt, ikke?

image hover
Kosmologisk rødforskydning: Galakser i et ekspanderende Univers fjerner sig fra hinanden, hurtigere og hurtigere, og med en hastighed der øges med afstanden mellem dem. Galakse B ligger dobbelt så langt væk fra "midtergalaksen" som galakse A, og fjerner sig derfor dobbelt så hurtigt.

Gravitationel rødforskydning

Den sidste måde at lys kan blive rødforskudt på er, at selve tyngdekraften fra et tungt legeme får lyset til at miste energi. For at bevæge sig væk fra et legeme ("kravle op af tyngdepotential-brønden"), må lyset bevæge sig mellem forskellige referencerammer; vi kan sige, at det må bruge noget energi til at overvinde tyngdekraften, og når lysets energi mindskes, øges bølgelængden.

Denne effekt, der beskrives ved den generelle relativitetsteori, er normalt meget mindre end Dopplereffekten. Lyset fra vores Sol rødforskydes f.eks. ca. en milliontedel, men for små, kompakte objekter såsom hvide dværge er det ca. 1/10.000, og for lys udsendt fra overfladen af et sort hul er rødforskydningen uendelig stor, så lyset mister al sin energi og undslipper derfor ikke.

image hover
Gravitationel rødforskydning: Fotoner der udsendes fra en lyskilde nær jordoverfladen rødforskydes eferhånden som de fjerner sig fra Jorden. Effekten er ekstrem lille for Jorden, men kan alligevel måles; for stjerner, som er meget tungere, er effekten større.