Punasiirtymä
Wikipedia
 |
| Kosmologia |
|
maailmankaikkeus · alkuräjähdys |
| Varhainen kaikkeus |
|
inflaatio · ydinsynteesi |
| Laajeneva kaikkeus |
|
punasiirtymä · Hubblen laki |
| Rakenteen muodostuminen |
|
kaikkeuden muoto |
| komponentit |
| historia |
| kosmologian kokeet |
|
|
Punasiirtymässä jostain kohteesta lähtevä valo muuttuu punaisemmaksi, koska kohde loittonee havaitsijasta monesti suurella nopeudella. Punasiirtymässä havaitun valon taajuus on matalampi kuin sen alkuperäinen taajuus kohteesta lähtöhetkellä. Taajuuden aleneminen on aallonpituuden pitenemistä. Voidaankin ajatella etääntyvän kohteen vetävän valoaaltoja pidemmiksi spektrin pitkäaaltoiseen punaiseen päin. Punasiirtymä liittyy Dopplerin ilmiöön.
Sisällysluettelo |
[muokkaa] Historia
Punasiirtymän historia alkaa 1800-luvulta aaltomekaniikan kehityksestä ja Dopplerin ilmiön tutkimisesta. Dopplerin ilmiö on nimetty Christian Andreas Dopplerin mukaan, joka selitti ilmiön ensimmäisenä vuonna 1842. Hypoteesin tarkisti ja totesi todeksi C.H.D. Buys Ballot vuonna 1845. Doppler osasi jo ennustaa ilmiön pätevän kaikkiin aaltoihin, ja esittikin tähtien vaihtelevien värien johtuvan niiden liikkeestä maapallon suhteen. Jälkeenpäin tosin todettiin värivaihtelun johtuvan tähtien lämpötilaeroista niiden liikkeen sijaan.
Ensimmäisenä Dopplerin punasiirtymää kuvaili ranskalainen fyysikko Armand Hippolyte Louis Fizeau vuonna 1848, joka esitti tähtien spektriviivoissa esiintyvän siirtymän johtuvan Dopplerin ilmiöstä. Britannialainen astronomi William Huggins määritteli ensimmäisenä ihmisenä maasta poispäin liikkuvan tähden nopeuden tällä menetelmällä 1868.
Vuonna 1871 todettiin optinen punasiirtymä Fraunhoferin viivoissa auringon pyörimisliikettä hyväksikäyttäen. Aristarkh Belopolsky vahvisti punasiirtymän olemassaolon pyörivistä peileistä koostuvalla laboratoriolaitteistolla 1901.
Vuonna 1912 aloitetuissa tutkimuksissaan Vesto Slipher havaitsi, että suurimmalla osalla kierteisgalakseista oli huomattavia punasiirtymiä. Tämän jälkeen Edwin Hubble löysi suurpiirteisen riippuvuuden galaksien punasiirtymien ja näiden etäisyyksien välillä, mitä esittää hänen nimeänsä kantava Hubblen laki. Nämä havainnot tukivat Aleksandr Fridmanin työtä, kun hän myöhemmin johti kuuluisat Friedmannin yhtälöt. Nämä koetaan nykyään vahvoiksi todisteiksi laajenevan maailmankaikkeuden mallin ja alkuräjähdysteorian puolesta.
[muokkaa] Punasiirtymä tähtitieteessä
Tähtitieteessä punasiirtymä on mm. sitä että kaukaisten galaksien säteilemä valo on siirtynyt matalampia taajuuksia kohti (eli kirjon punaista päätä kohden) verrattuna lähellä olevien tähtien valoon. Mitä kauempana galaksi on sitä suurempi punasiirtymä sillä on. Tätä pidetään todisteena siitä, että galaksit etääntyvät toisistaan, maailmankaikkeus laajenee ja että tämä alkoi alkuräjähdyksessä. Hyvin suuri punasiirtymä on kaukaisilla kvasaareilla. Sinisiirtymä on vain muutamalla lähigalaksilla, kuten Andromedan galaksilla.
Erilaisia punasiirtymiä ja sinisiirtymiä havaitaan myös räjähtävän tähden kaasukuoressa ja muissa laajevissa kaasupilvissä. Puna- ja sinisiirtymä leventävät pyörivien tähtien spektriviivoja. Voidaan todeta myös pyörimistä kaasukiekoissa. Voimakas painovoima tiheän tähden pinnalla aiheuttaa gravitaatiopunasiirtymän. Tähdistä voidaan mitata punasiirtymiä muutenkin: voidaan todeta tähden säteisnopeus, jonka hyvin pienistä vaihteluista on uusilla mittausmenetelmillä havaittu raskaita eksoplaneettoja, jotka vetovoimallaan kieputtavat tähtiä. Säteisnopeuden vaihteluista voidaan laskea joitain spektroskoopisten kaksoistähtien rata-arvoja.
[muokkaa] Sinisiirtymä
Punasiirtymälle vastakkainen ilmiö on sinisiirtymä. Sinisiirtymässä kohde lähestyy, ja kutistaa valoaaltoja siniseen päin. Valoaaltojen aallonpituus pienenee ja taajuus kasvaa.
[muokkaa] Katso myös
