Verschil tussen roodverschuiving en blauwverschuiving

Roodverschuiving en blauwverschuiving zijn twee termen die vaak voorkomen in de fysica en de astronomie. Het is een verandering in de golflengte van licht. Zowel rood- als blauwverschuiving zijn te vergelijken met het Dopplereffect van geluid. Dit is goed te horen wanneer er een brandweerauto met sirene met hoge snelheid op u afkomt, de sirene produceert dan hoge tonen. Gaat de brandweerauto u voorbij en met hoge snelheid van u af dan zal het geluid veranderen, u zal lage tonen horen. Als de brandweerauto op u af komt dan worden als ware de geluidsgolven in elkaar gedrukt, de frequentie wordt hoger. Gaat de sirene van u af dan zal de tijd die het geluid erover doet om u te bereiken steeds langer worden waardoor de geluidsgolven uitgerekt worden. Hoe hoger de snelheid van het voertuig des te sterker het dopplereffect optreedt.

Hoofdstukken

• Geschiedenis
• Het spectrum
• Roodverschuiving
• Blauwverschuiving
• Toepassingen van rood- en blauwverschuiving

Geschiedenis

Het Dopplereffect voor zowel geluid- als lichtgolven werd in 1842 voor het eerst beschreven door de Oostenrijkse natuurkundige Christian Doppler en is dan ook naar hem vernoemd. Het werd in 1845 experimenteel bevestigd door de Nederlandse meteoroloog, scheikundige en natuurkundige, Christophorus Henricus Dedericus Buis Ballot (bekend als Buys Ballot). Hij liet hoornisten op een trein langs het nieuwe spoor tussen Utrecht en Maarssen rijden. De trein passeerde met verschillende snelheden en de waargenomen toonhoogten werden door musici op het gehoor beoordeeld. De eerst kritische Buys Ballot leverde op deze manier het bewijs voor het Dopplereffect. Tussen 1912 en 1922 deden de onderzoekers Vesto Slipher en Francis Pease metingen van de roodverschuiving van 42 sterrenstelsels buiten het onze. Een jaar later ontdekte Edwin Hubble dat er in deze sterrenstelsels Cepheïden aanwezig waren. Cepheïden zijn een soort standaard kaarsen waarvan men gemakkelijk de afstand kan berekenen. Toen Hubble zijn gegevens vergeleek met de roodverschuivingen van Slipher en Pease viel hem op dat des te verder de sterrenstelsels van ons af stonden des te groter de roodverschuiving was. Zodoende concludeerde hij dat de mate van roodverschuiving een maat was voor de afstand tot die sterrenstelsels. Hubble interpreteerde die roodverschuiving als een Dopplereffect. Dus concludeerde hij dat de roodverschuiving te maken heeft met de van ons wegvliegende sterrenstelsels. Hoe harder ze vliegen des te roder wordt het licht.

Het spectrum

Als licht (zichtbaar licht bijvoorbeeld sterrenlicht) door een prisma valt dan wordt dat licht gebroken in allerlei kleuren, van rood tot violet, dezelfde kleuren als in een regenboog. Er ontstaat een kleurenband, die we ‘spectrum’ noemen. Buiten het zichtbare licht (van 380 nanometer tot 780 nanometer) zet het spectrum zich voort (in hogere frequentie) van ultraviolet, röntgenstraling naar gammastraling en in de korte golflengtes van infrarood en microgolven tot aan radiogolven in de lange golflengtes. Hoewel deze straling voor de mens niet zichtbaar is, wordt zij wel tot het spectrum gerekend. Bekijkt men het spectrum van de zon door een spectrometer dan zien we in het spectrum allemaal donkere lijnen, deze worden 'Fraunhofer-lijnen' genoemd naar de ontdekker (vaak ook gewoon spectraallijnen). Dat komt omdat het licht van de zon op zijn weg naar ons toe door de zonneatmosfeer heen moet. In die atmosfeer zitten allerlei chemische elementen. Deze elementen absorberen bepaalde kleuren in het licht. Dit worden absorptielijnen genoemd. Dit komt doordat elektronen van elk element hele specifieke energieniveaus hebben. Komt een foton met een specifieke golflengte overeen met het verschil in energieniveaus van elektronen van een bepaald atoom dan verdwijnt deze (het wordt geabsorbeerd en we krijgen een absorptiespectrum). Elk element heeft zo zijn eigen patroon en dit kan men zien als een vingerafdruk van dat bepaalde element. De 'zuiverste' spectraallijnen krijgt men van losse atomen, zoals in een gas. Door in een laboratorium licht door een gas heen te schijnen kan men d.m.v. een spectrometer vaststellen welk gas( element) welk spectraallijn veroorzaakt. Zo is van de meeste elementen bekend wat de spectraallijn is. Alle spectraallijnen van elk element staan op een vaste plaats in het spectrum. Als een elektron naar een ander energieschil gaat geeft deze een foton af, dit is te zien in een emissiespectrum. Het emissiespectrum wordt dus bepaald door de overgang van een elektron van één energieniveau naar een lager energieniveau, hierbij wordt een foton uitgezonden.

Roodverschuiving

Nu ontdekte men bij het bestuderen van het licht van ver afstaande sterren, dat die donkere lijntjes niet precies op hun verwachte plaats vallen, maar dat ze iets meer naar de rode kant van het spectrum zijn verschoven. Dit noemt men ‘roodverschuiving’. De lijntjes hebben een andere (langere) golflengte dan dat men zou verwachten. Men kan nu de roodverschuiving berekenen door deze naast een standaard spectrum te leggen. Het verschil tussen het standaard spectrum en het gemeten spectrum wordt gedeeld door het standaard spectrum. z (roodverschuiving) = (λ (gemeten) – λ (standaard)) / λ (standaard), of in formule: z = Δλ/λ. Meet men een roodverschuiving dan beweegt de lichtbron (ster of sterrenstelsel) zich van ons af. Roodverschuiving wordt altijd vermeld als z.

Blauwverschuiving

Als de uitkomst van z negatief is spreekt men van een blauwverschuiving. Meet men een blauwverschuiving dan beweegt de lichtbron zich naar ons toe. In ons geval is het enige object dat naar ons toe beweegt het Andromedanevel. Het Andromedanevel komt niet alleen naar ons toe maar zal binnen vier miljard jaar ook in botsing komen met ons eigen Melkweg. Aangezien sterrenstelsels voornamelijk uit lege ruimte bestaan zal er weinig sprake zijn van een echte botsing. Uit computersimulaties is gebleken dat de twee stelsels eerst door elkaar heen gaan en zich daarna onder invloed van de zwaartekracht samenvoegen tot een nieuw sterrenstelsel.

Toepassingen van rood- en blauwverschuiving

In de praktijk zijn rood- en blauwverschuivingen alleen meetbaar bij hele hoge snelheden zoals deze in het universum voorkomen. Metingen aan rood- en blauwverschuivingen levert in de astronomie gegevens op die aangeven uit welke elementen de ster of sterrenstelsels bestaan en de snelheid van deze objecten ten opzichte van de aarde. Een van de belangrijkste uitkomsten van gegevens uit de roodverschuivingen is een expanderend universum. De grootste waargenomen roodverschuiving, is dat van de kosmische achtergrondstraling, deze roodverschuiving is ongeveer z = 1089. Hieruit konden wetenschappers aantonen dat ons heelal ongeveer 13,7 miljard jaar oud is.

Andere toepassingen van het Dopplereffect zijn:

• in het verkeer wordt door de politie met behulp van een lasergun de snelheid bepaald. Deze lasergun stoot flitsen infrarood licht uit, op een golflengte van 904 nanometer. Een voertuig reflecteert de laserstralen. De lasergun meet de tijd die de lichtpuls er over doet om het voertuig te bereiken en weer terug te komen. Aan de hand van deze gegevens is de snelheid van het voertuig te berekenen,
• in het radiospectrum wordt het Dopplereffect onder meer gebruikt bij GPS- systemen en radarsystemen. Bij radarsystemen wordt dit bijvoorbeeld gebruikt voor het detecteren van neerslag door weersatellieten.

Lees verder

• Bewoonbare zone om een ster
• De eerste minuten van de Big Bang
• Vallende sterren, Meteoroiden, Meteoren en Meteorieten
• Zijn de fundamenten van de Big Bang theorie stevig?
• Entropie, de orde of wanorde van energie