Sinine nihe (Doppleri efekt): tähendus ja näited astronoomias
Sinine nihe (Doppleri efekt): tähendus, mõõtmised ja astronoomilised näited (Andromeda, kaksiktähed, galaktikad) — kuidas spektrijooned paljastavad objekti liikumise meie suunas ja kiiruse.
Sinine nihe on üks Doppleri efekti näide ja sisuliselt punnihele vastupidine nähtus. See tähendab, et allika suhteline liikumine vaatleja suunas vähendab nähtava kiirguse lainepikkust (suurendab sagedust), mistõttu valgus näib "sinakam". Efekt ei ole piiratud nähtava valgusega – sama kehtib ka infrapuna-, ultravõrgu- ja röntgenkiirguse ning isegi osakeste puhul, millel on laineomadus.
Kuidas sinine nihe tekib
Kui valguse või muu laine allikas liigub vaatleja suunas, jõuavad laineharjade vahelt järgmised harjad lühema ajavahemikuga – vaatleja näeb lühemat lainepikkust. Lihtsustatud, mitte-relativistlik lähenemine annab ligikaudse seose Δλ/λ ≈ -v/c, kus Δλ on lainepikkuse muutus, λ algne (rest) lainepikkus, v allika kiirus radiaalsuunas (positiivne eemalduse puhul) ja c valguse kiirus. Relativistlikul kiirusel kasutatakse täpsemat valemi kujul:
λ_obs = λ_emit × sqrt((1 - v/c) / (1 + v/c)),
kus λ_obs on vaadeldud lainepikkus ja λ_emit allika emiteeritud lainepikkus. Sageli defineeritakse ka punanihe z = (λ_obs - λ_emit) / λ_emit — sinise nihke korral on z negatiivne.
Kuidas seda mõõdetakse ja miks tähtis
Astronoomid määravad sinist või punast nihet spektroskoopia abil. Igal keemilisel elemendil on oma iseloomulik spekter ehk "valguse sõrmejälg": näiteks on teada, kus asuvad teatud kaltsiumi või hapniku absorptsioon- ja emissioonijooned. Võrreldes neid jooni laboritingimustes mõõdetud rest-lainepikkustega näevad teadlased, kui palju ja mis suunas jooned on nihkunud (spektrijooned). See annab radiaalkiiruse (liikumise mööda vaatejoont) ja võimaldab järeldada, kas objekt liigub meie poole või meist eemale ning kui kiiresti.
Mõõtmised tehakse spetsiaalsete spektrograafide abil; nihe võib avalduda nii joone nihkena kui ka joone laienemisena (Doppleri laienemine), mis annab lisainformatsiooni kiirusejaotuse kohta allika lähedal.
Näited astronoomias
- Andromeeda galaktika liigub meie Linnutee galaktika suunas Kohalikus grupis. Maalt vaadatuna on selle valgus mõõdetavalt sinine nihe (radiaalkiirus on mõnisada km/s suurusjärgus), mis näitab kahe galaktika vastastikust lähenemist.
- Kaksiktähtede süsteemide komponentide spektrijooned nihkuvad perioodiliselt sinise ja punase poole, kui tähed liiguvad kordamööda meie poole ja meist eemale. Sellised muutused võimaldavad määrata tähemassid ja orbiidiparameetrid.
- Spiraalsete galaktikate pöörlemisel on meie poole pöörlev pool võrreldes meist eemale pöörleva poolega kergelt sinine nihe; sellest järeldatakse galaktika pöörlemiskiirust ja massijaotust (rotatsioonikõver).
- Blazarid ja teised aktiivsete galaktikate tuumad võivad kiirata meie suunas relativistlikke (valguse kiiruse lähedasi) vooge. Sellisel juhul muutub nii kiirguse intensiivsus (Doppleri võimendamine) kui ka spektri lainepikkused – kliiniline näide relativistlikust sinisest nihkega.
- Lähedal asuvad tähed, nagu Barnardi täht, võivad meie poole liikuda ja näidata mõõdetavat, kuid tavaliselt võrreldes valguse kiirusega väga väikest sinist nihet; praktiliselt tähendab see väikest Δλ/λ ja radiaalkiirust, mis väljendub kilomeetrites sekundis (km/s).
- Kaugete objektide puhul (suur z) võib lokaalse Doppleri sinise nihke mõju olla palju väiksem kui objektide gravitatsioonilisest ja eriti kosmoloogilisest punnihest tulenev nihe. See tähendab, et universumi paisumine ülekaalukalt määrab kaugete galaktikate spektri nihke suuna (enamik kaugeid galaktikaid on punanihtes ehk meist eemale).
Praktilised märkused
Sinise nihke suurus annab otsese mõõdu radiaalsele kiirusele, kuid tuleb arvestada ka tõlgendamisega: näiteks võivad kiirust mõjutada ka lokaalsed liikumised (näiteks kuuluvus galaktikakogumikku), gravitatsioonilised nihked tugevate gravitatsiooniväljade lähedal ning relativistlikud efektid väga suurte kiiruste korral. Lisaks võib kiire liikumine viia selle juurde, et teatud spektrijooned nihkuvad välja vaadeldava lainepikkuse aknast (näiteks nähtavalt valguselt infrapuna või UV-sse).
Kokkuvõtlikult: sinine nihe on oluline tööriist astronoomias, mis võimaldab määrata objektide radiaalkiiruseid, uurida orbiite, galaktikate pöörlemist ja relativistlikke efekte ning eristada lokaalseid liikumisi kosmoloogilisest laienemisest.
Doppleri punnihe ja sinine nihe
Küsimused ja vastused
K: Mis on Doppler blueshift?
V: Doppleri sinihüpe on lainepikkuse vähenemine, mis on põhjustatud suhtelisest liikumisest, isegi väljaspool nähtavat spektrit. See tekib siis, kui valgusallikas liigub vaatleja suunas.
K: Kuidas saavad astronoomid kasutada Doppleri sinihoovust suhtelise liikumise määramiseks?
V: Astronoomid saavad Doppleri sinihoogu kasutada suhtelise liikumise määramiseks, jälgides kaugete objektide valguse lainepikkuse muutusi. Näiteks kui nad vaatlevad spiraalseid galaktikaid, siis on meie poole pöörlev pool võrreldes meist eemale pöörleva poolega kerge sinisnihe. Nad saavad mõõta ka relativistlikke joad, mis paistavad sinisnihitudena, ja lähedal asuvaid tähti, näiteks Barnardi tähte, mis liiguvad meie suunas, mille tulemuseks on väga väike sinisnihe.
K: Kuidas astronoomid teavad, kui kaugele valgus nihkub?
V: Astronoomid teavad, kui kaugele valgus nihkub, sest teatavatel keemilistel elementidel, nagu kaltsium või hapnik, on valguse unikaalsed sõrmejäljed, mida ühelgi teisel elemendil ei ole. Vaadates erinevust nende spektrijoonte asukoha ja selle vahel, kus nad peaksid olema, saavad astronoomid öelda, kui kaugel objekt on, kas see liigub nende suunas või neist eemale, ja ka seda, kui kiiresti see liigub, sest kiirem liikumine toob kaasa suurema kauguse spektrijoonte ja nende eeldatava asukoha vahel.
K: Mis põhjustab punnihe?
V: Punanihe on põhjustatud allika liikumisest vaatlejast eemale, mis suurendab selle lainepikkust. See tekib siis, kui objekt liigub Maast kaugemale ruumi ja aja paisumise või kosmilise paisumise tõttu, mida põhjustab tume energia, mis ajas surub ainet üksteisest eemale.
K: Mida tähendab "kõrge z"?
V: Suur z viitab objektidele, millel on suur punnihe, mis näitab, et nad on väga kaugel ja liiguvad Maast kiiresti eemale kosmilise paisumise tõttu, mida põhjustab tume energia, mis ajas surub ainet üksteisest eemale.
K: Mille poolest erineb kosmoloogiline punnihe Doppleri sinisnihest?
V: Kosmoloogiline punnihe erineb Doppleri sinihoovusest, sest kosmoloogiline punnihe tekib kosmilise paisumise tõttu, samas kui Doppleri sinihoovus tekib kahe objekti suhtelise liikumise tõttu, näiteks kui üks objekt läheneb teisele objektile või kui kaksiktähtede süsteemi üks komponent liigub Maa poole.
Otsige