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.