Vöröseltolódás (redshift) – definíció, oka és mérése a csillagászatban

Vöröseltolódás: mit jelent, mi okozza és hogyan mérik a csillagászatban — érthető magyarázat spektroszkópiáról, galaxisok távolság- és sebességméréséről.

A vöröseltolódás a csillagászok által használt módszer arra, hogy megmondják, milyen messze van az Univerzumban egy nagyon távoli objektum. A vöröseltolódás a Doppler-hatás egyik példája.

A Doppler-effektust legkönnyebben úgy tapasztalhatjuk meg, ha egy mozgó vonatot hallgatunk. Ahogy a vonat egy ember felé halad, a hang, amit a vonat a vonat felé közeledve ad ki, úgy hangzik, mintha magasabb hangja lenne, mivel a hang frekvenciája egy kicsit összenyomódik. Ahogy a vonat távolodik, a hang megnyúlik, és alacsonyabb hangszínnel szólal meg. Ugyanez történik a fénnyel is, amikor egy fényt kibocsátó tárgy nagyon gyorsan mozog. Egy objektum, például egy csillag vagy egy galaxis, amely messze van és felénk mozog, a szokásosnál kékebbnek fog tűnni. Ezt nevezzük kékeltolódásnak. Egy tőlünk távolodó csillag vagy galaxis pirosabbnak fog tűnni, mintha a forrás nem mozogna a mi vonatkoztatási rendszerünkben. Innen kapta a nevét a vöröseltolódás, mivel a színek a spektrum vörös vége felé tolódnak el.

A csillagászok azért tudják megmondani, hogy a fény milyen messzire tolódik el, mert a kémiai elemek, például a hidrogén és az oxigén, olyan egyedi fénylenyomatokkal rendelkeznek, amelyekkel egyetlen más elem sem rendelkezik. A csillagászok spektroszkópiával elemzik egy objektum (galaxis vagy csillag) fényét. Miután ezt megtudták, ellenőrzik, hogy a színképvonalak hol vannak a normálishoz képest mekkora a különbség. Ebből meg tudják állapítani, hogy az objektum felénk vagy tőlünk távolodik-e, és azt is, hogy milyen gyorsan halad. Minél gyorsabban halad, annál távolabb vannak a színképvonalak a spektrumban a normál helyüktől.

Mi az a vöröseltolódás (z)?

Vöröseltolódást számszerűsíteni a z paraméterrel szokták. Ez egyszerűen a kibocsátott és észlelt hullámhossz viszonya:

z = (λ_obs − λ_emit) / λ_emit, azaz 1 + z = λ_obs / λ_emit.

Ha z > 0, az objektum vöröseltolódott (tőlünk távolodik vagy a fény „megnyúlt” valamely okból); ha z < 0, kékeltolódásról beszélünk (az objektum közeledik felénk).

Az eltolódás okai

• Doppler-vöröseltolódás – a mozgás miatt bekövetkező effektus, hasonló a hangnál ismertetetthez: egy távolodó forrás fényhullámai „megnyúlnak”. Ezt érvényesnek tekintjük csillagok és galaxisok mozgásának helyi komponenseire (peculiáris sebességek).
• Kozmológiai vöröseltolódás – az Univerzum tágulása miatt a fény hullámhossza magával az idővel nő. Ezt általában nagy távolságokra (nagy z) értjük, és itt a kapcsolat nem egyszerűen egy sebességkifejezés, hanem: 1 + z = a_now / a_emit, ahol a(t) a kozmológiai skálafaktor. A nagyon nagy z-értékek esetén a fény több milliárd évvel ezelőtt távozott el.
• Gravitációs vöröseltolódás – a fény energiája csökken, amikor erős gravitációs mezőből lép ki (például egy csillag felszínéről vagy fekete lyuk közeléből). Ez a hatás a relativisztikus gravitációs elméletből következik.

Hogyan lehet a vöröseltolódást sebességre vagy távolságra fordítani?

Alacsony z esetén gyakran használják az egyszerű kapcsolást: v ≈ c z (c a fénysebesség). Ez jó közelítés, ha z ≪ 1. Relativisztikus Doppler-összefüggésnél pontosabb képlet:

1 + z = sqrt((1 + v/c) / (1 − v/c)), ahol v a vonatkozó sebesség a megfigyelőhöz képest.

Kozmológiai távolság kiszámításához azonban nem elég a z ismerete; szükség van a kozmológiai modellre (Hubble-állandó H0, anyag- és sötétenergia-sűrűségek). Kis z-re a Hubble-törvény adja meg az összefüggést: v ≈ H0 d, így d ≈ v/H0 ≈ c z / H0, de ez csak közelítő érvényű egészen kis távolságokig.

Mérése a gyakorlatban

• Spektroszkópia: pontos módszer, amelyben egy objektum spektrumából felismerik az ismert emissziós vagy absorpciós vonalakat (például a hidrogén Balmer- vonalai, a Lyman-α, vagy az oxigén [O III] vonalai) és mérik azok eltolódását. Ez adja a legmegbízhatóbb z-értéket.
• Fotometriai vöröseltolódás: amikor a széles sávú színek alapján becsülik meg z-t. Gyors és olcsó nagy felmérésekhez, de kevésbé pontos és könnyen téveszthető vonalak azonosítása nélkül.
• Spektrális vonal-azonosítás és keresztkorreláció: gyenge jel esetén számítógépes módszerekkel illesztik a megfigyelt spektrumot sablonokra.

Gyakorlati kérdések és korlátok

• Peculiáris sebességek: a galaxisoknak van lokális mozgása a Hubble-táguláson felül, ez zavarhatja a távolságbecslést kisebb z-nél.
• Vonalfelismerési hibák: ha nem biztos a vonal típusa, téves z adódhat (különösen nagy z esetén, amikor csak néhány vonal látszik).
• Koordináták és modellfüggés: a z önmagában nem ad közvetlen fizikai távolságot nagy z-nél; szükség van kozmológiai paraméterekre és távolságszámítási módszerekre.

Példák és jelentőség

A vöröseltolódás segítségével találták meg a kozmikus tágulás bizonyítékát (Hubble), mérték fel a galaxisok távolságát, és azonosították az igen távoli kvazárokat, melyeknél z értéke eléri vagy meghaladja a 6–7-et. A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (CMB) fotonjai körülbelül z ≈ 1100-ról érkeztek hozzánk, ami azt jelenti, hogy az Univerzum akkor még forró és sűrű volt.

Összefoglalás

A vöröseltolódás kulcsfogalom a modern asztronómiában: megmutatja, hogyan mozognak a csillagok és galaxisok, és — kozmológiai összefüggések alapján — lehetővé teszi az Univerzum távolság- és történetének feltérképezését. A pontos méréshez spektroszkópia szükséges, míg nagyléptékű felmérésekhez gyakran fotometriai módszereket alkalmaznak.

Kérdések és válaszok

K: Mi az a vöröseltolódás?

K: Hogyan tapasztalhatjuk a Doppler-effektust?

K: Hogyan mérik a csillagászok a vöröseltolódást?

K: Mi okozza a kékeltolódást?

K: Milyen elemeket használnak a csillagászok a spektroszkópiához?

Keresés betűvel