Letzte Aktualisierung: 2. Dezember 2023

Rotverschiebung oder Rotverschiebung (z)

Beschreibung des Bildes: das Spektrum des sichtbaren Lichts, das von Infrarot bis Ultraviolett reicht, entspricht Wellenlängen von 400 Nanometern im Violetten bis 780 Nanometern im Roten.
Dieses Bild zeigt die Wellenlängenverschiebung eines Sterns, der sich mit ca 1 % der Lichtgeschwindigkeit.
- Oben: das Spektrum des Sterns, wenn er unbeweglich wäre.
- In der Mitte: das Spektrum des Sterns, um etwa 5 nm ins Rote verschoben, wenn er sich entfernte von uns.
- Unten: Das Spektrum des Sterns, um etwa 5 nm ins Blaue verschoben, er kam näher von uns.
Schwarze Linien stellen die Absorption elementspezifischer Wellenlängen dar in der Sternatmosphäre vorhanden.

Rotverschiebung (z)

Unter Rotverschiebung versteht man in der Astronomie eine Vergrößerung der Wellenlänge des Lichts von einem entfernten Himmelsobjekt emittiert. Dadurch kommt es zu einer Rotverschiebung der Spektrallinien Lichtmenge, die auf einem Spektrogramm sichtbar ist.
Die Rotverschiebung wird mit dem Buchstaben bezeichnet „z“. Sie wird durch Vergleich der beobachteten Wellenlängen der von ihnen emittierten Spektrallinien berechnet astronomische Objekte mit den erwarteten Wellenlängen in einem Labor auf der Erde.
Bewegt sich das Objekt von uns weg, verschieben sich die Spektrallinien in Richtung Rot, daher der Begriff „Rotverschiebung“.
Kommt das Objekt näher, erfolgt die Verschiebung in Richtung Blau, man spricht dann von „Blauverschiebung“.
Mit anderen Worten: Je weiter das Objekt entfernt ist, desto höher ist seine Rotverschiebung (z).

Dieses Phänomen wird durch den Doppler-Effekt erklärt.
Der Doppler-Effekt ist eine Modifikation des Frequenz einer Welle, also ihre Wellenlänge, wenn eine Relativbewegung zwischen der Quelle stattfindet der Welle und des Beobachters.

Redshift ist ein wesentliches Werkzeug zur Erforschung des fernen Universums. Es ermöglicht Ihnen zu bestimmen die Entfernung kosmischer Objekte, um ihre Entwicklung im Laufe der Zeit zu untersuchen und die zu verstehen Struktur des Universums.

Wie ermittelt man die Rotverschiebung?

Beschreibung des Bildes: Rotverschiebungskurve.
Beispiel: Wenn z = 6, entspricht das Alter des beobachteten Objekts dem Zeit, als Licht emittiert wurde, vor etwa 13 Milliarden Jahren.

Die kosmologische Rotverschiebung ist ein Phänomen, das in Lichtspektren beobachtet wird kommen von entfernten Objekten im Universum.

Die Rotverschiebung wird hauptsächlich durch die Ausdehnung des Universums verursacht, das sich ausdehnt die Wellenlängen von Photonen, die sich durch den Raum bewegen. Dadurch ergibt sich ein Verschiebung der Spektrallinien zu längeren Wellenlängen, also in Richtung Rot das elektromagnetische Spektrum.

Wenn ein Objekt Licht aussendet, weist sein Emissionsspektrum charakteristische Spektrallinien auf. Die Spitzen und Täler des Spektrums sind auf die Absorptions- und Emissionslinien der Elemente zurückzuführen werden im beobachteten Objekt gefunden. Diese Linien sind mit bestimmten Energiewenden verbunden in den Atomen oder Molekülen des Objekts.
Beispielsweise bei der Messung der Lyman-Linie im Labor Alpha von Wasserstoff sehen wir einen Übergang bei etwa 121,6 Nanometern im ultravioletten Bereich des elektromagnetischen Spektrums. Die Lyman-Alpha-Linie wird so genannt, weil sie den Übergang darstellt hin zum niedrigsten Lyman-Niveau (n = 1), Übergang vom Energieniveau 2 zum Energieniveau 1. Das Niveau Lyman bezieht sich auf einen bestimmten Satz elektronischer Energieniveaus in einem Wasserstoffatom. Diese Energieniveaus hängen mit den unterschiedlichen Umlaufbahnen zusammen, die den Elektronen in a erlaubt sind Wasserstoffatom, und sie werden durch das Hauptquantum n definiert.

Wenn wir ein Objekt beobachten, dessen Übergang bei 480 nm liegt, bedeutet dies, dass das beobachtete Objekt ist etwa 12 Milliarden Jahre von uns entfernt.
Als Faktor fungiert die Rotverschiebung multiplikativ. Der Faktor in diesem Beispiel ist 4. Wir werden diesen Faktor auf allen finden andere Spektrumsmerkmale (Kohlenstoff, Silizium usw.). Also alle Wellenlängen werden mit diesem Faktor multipliziert, den wir Redshit nennen und den wir z nennen.
Der Mistkerl ist gleich dem multiplikativen Faktor -1: z - 1 = 3
Wenn es keinen Offset gibt, ist z = 0.
Je mehr z ist Je größer die Entfernung und desto älter das Objekt, das wir beobachten. Somit können wir z mit dem Alter des Objekts in Verbindung bringen wann das Licht ausgestrahlt wurde.
- z = 0 entspricht einem Alter von 13,8 Milliarden Jahren.
- z = 1 entspricht einem Alter von 5,8 Milliarden Jahren.
- z = 3 entspricht einem Alter von 2 Jahren Milliarden von Jahren.
- z = 6 entspricht einem Alter von 800 Millionen Jahren.
- z = 11 entspricht im Alter von 400 Millionen Jahren.
- z = 20 entspricht einem Alter von 200 Millionen Jahren.
- z = 30 entspricht einem Alter von 100 Millionen Jahren.

Durch Vergleich des beobachteten Spektrums mit dem erwarteten Spektrum eines nahegelegenen Objekts Emissionsspektrum können wir die Rotverschiebung bestimmen. Verschobene Spektrallinien in Richtung Rot zeigen den Grad der Verschiebung an.

Berechnung der Rotverschiebung für entfernte Objekte

Berechnung der Rotverschiebung (z) für ein entferntes Objekt, das sich mit halber Geschwindigkeit bewegt Licht:
z + 1 = c + v / c – v
z + 1 = 300.000.000 + 150.000.000 / 300.000.000 - 150.000 000
z = 3

Berechnung der Geschwindigkeit für ein entferntes Objekt mit einer Rotverschiebung von 4:
v = c * ((1 + z)² -1) / ((1 + z)² + 1)
v = 276.923.077 m/soder 92 % der Geschwindigkeit aus Licht.

Warum ist Rotverschiebung ein entscheidendes Konzept?

Die Rotverschiebung ist wichtig für die Schätzung kosmologischer Entfernungen und für das Verständnis der Expansion des Universums und die Natur der dunklen Energie zu erforschen, einer mysteriösen Energieform scheint diese Expansion zu beschleunigen.
Es ermöglicht uns, die Geschichte des Universums zu rekonstruieren. Tatsächlich, Die Messung der Rotverschiebung entfernter Galaxien ermöglicht die Bestimmung ihres Alters und ihres Zustands relativer Abstand. Dies ermöglicht es, die Geschichte der Expansion des Universums zu rekonstruieren und zu verstehen wie Galaxien entstanden und wie sie sich entwickelten.