Punanihe — mis see on ja kuidas astronoomid seda kasutavad

Avasta, mis on punanihe, kuidas see tekib ja kuidas astronoomid spektroskoopia abil seda kasutavad galaktikate ja tähtede liikumise ning kauguse mõõtmiseks.

Punanihe on viis, mida astronoomid kasutavad selleks, et määrata universumis väga kaugel asuva objekti kaugust ja liikumist. Punane nihe on üks Doppleri efekti näide ning seda kasutatakse laialdaselt tähe- ja galaktikatähelepanu, kosmoloogia ja suuremahuliste struktuuride uurimisel.

Kuidas punanihe tekib

Kõige lihtsam viis Doppleri efekti kogeda on kuulata liikuvat rongi. Kui rong liigub inimese poole, kõlab tema poolt tekitatud heli kõrgemal toonil, sest heli sagedus on veidi kokku surutud. Kui rong eemaldub, venib heli välja ja kõlab madalamalt. Sama juhtub valgusega, kui valgust kiirgav objekt liigub väga kiiresti: meile lähenev objekt näib veidi sinisem (see on sinine nihe), meid eemalduv objekt aga paistab punasemana — sellest ka nimi punanihe. Värvid nihkuvad siis spektri punase otsa suunas.

Kuidas seda mõõdetakse

Põhjus, miks astronoomid saavad öelda, kui palju valgus nihkub, on see, et keemilistel elementidel, nagu vesinik ja hapnik, on unikaalsed valguse sõrmejäljed, mida ühelgi teisel elemendil ei ole. Astronoomid kasutavad spektroskoopiat, et analüüsida objekti (galaktika või täht) valgust: nad mõõdavad, kus asuvad spektrijooned võrreldes nende tuntud “tavalise” lainepikkusega. Kui mõõdetud lainepikkus λ_obs on suurem kui allika poolt emiteeritud lainepikkus λ_emit, defineeritakse punanihe z kui

z = (λ_obs − λ_emit) / λ_emit

Väikeste nihete korral saab sõna otseses mõttes kiiruse ligikaudu arvutada valemiga v ≈ c z, kus c on valguse kiirus. Näiteks kui Hα (algne lainepikkus 656,3 nm) paistab meil 1312,6 nm peal, siis z = 1 — see tähendab, et lainepikkus on kahekordistunud.

Miks punanihe aitab kaugust hinnata

• Hubble’i seaduse alusel laienev universum tähendab, et eemalduvad galaktikad näivad suurema kiirusega kauemal: v = H0 × d (ligikaudne seos lähitriivis), mistõttu punanihe annab hinnangu lineaarselt kauguse kohta lähikaugustel.
• Suurte punanihete puhul (suure z) ei saa kasutada lihtsat v ≈ cz seost — tuleb rakendada kosmoloogilisi mudeleid, mis võtavad arvesse universumi sisaldust (nt tumedat ainet, tumedat energiat) ja ajaloolist laienemist.

Milleks astronoomid punanihet kasutavad

Punanihe on kosmoloogias ja tähetõlgenduses üks põhivahendeid. Näited kasutusvaldkondadest:

• kauguste ja universumi laienemise mõõtmine (Hubble’i konstant ja selle ajas muutumine),
• galaktikate ja quasarite kauguste kindlakstegemine,
• tähe- ja galaktikakogumite liikumiste jaotus ning suurmastaabiline struktuur (nt punaniheekaardid ja suured tühimikud, filamendid),
• galaktikate, tähtede ja gaasi füüsikaliste omaduste (nt kiiruskõveralised, gaasiliikumised) uurimine spektrijoonte nihkumise abil,
• varaste universumite ja esimestest tähtedest/galaktikatest pärineva valguse leidmine — väga suur punanihe viitab väga varajasele ajale universumis.

Liigid ja täiendavad efekte

• Doppleri punanihe: tekib allika liikumise tõttu meie suhtes (tavaliselt väiksemad z väärtused).
• Kosmoloogiline punanihe: tekib universumi ruumi laiendes — lainepikkused venivad koos ruumiga ja see efekt domineerib suurte vahemaade puhul.
• Gravitatsiooniline punanihe: valguse energia vähenemine, kui see väljub tugeva gravitatsioonivälja seest (näiteks mustadest aukudest või massiivsetest tähtede keskkondadest).

Piirangud ja täpsus

Punanihe ei anna alati täpset kauguse mõõtu ilma lisainfota. Piirangud hõlmavad:

• Põhjuslik segamine: objekti enda liikumine (nn eriliikumised või “peculiar velocities”) võib lisada lisakomponendi Doppleri nihkele, mis segab kosmoloogilise punanihe tõlgendamist väiksematel skaaladel;
• Mõõtmisvead: poleerimata või nõrkade spektrijoonte puhul tekib suurem ebatäpsus;
• reddening ja ümbritsev keskkond: tolm ja gaas võivad muuta nähtavat spektrit või peita teatud jooni;
• mudeli sõltuvus: kõrge z korral tuleb andmeid tõlgendada kosmoloogiliste mudelite abil, mis omavad oma ebakindlusi.

Kokkuvõte

Punanihe on võimas tööriist, mis võimaldab astronoomidel kaardistada universumi ajas ja ruumis. Spektroskoopia kaudu tuvastatud spektrijoonte nihkumine annab infot objekti liikumise, kauguse ning füüsikaliste tingimuste kohta. Selle abil on võimalik mõõta universumi laienemist, uurida varajasi galaktikaid ning koostada suuri kosmilisi kaarte. Samas nõuab täpne tõlgendus sageli lisabaasi, näiteks kosmoloogilisi mudeleid ja hoolikat andmete kalibreerimist.

Küsimused ja vastused

K: Mis on punane nihkumine?

Küsimus: Kuidas me saame Doppleri efekti kogeda?

K: Kuidas mõõdavad astronoomid punanihet?

K: Mis põhjustab sinine nihe?

K: Milliseid elemente kasutavad astronoomid spektroskoopias?

Otsing