rødforskydning
Rødforskydning er i astronomi betegnelsen for den ændring, der sker i bølgelængden af elektromagnetisk stråling forårsaget af relativistiske effekter.
Rødforskydningen, \( z \), defineres ud fra relationen \( z = \frac{\lambda_o – \lambda_r}{\lambda_r} \), hvor \(\lambda_o \) er den observerede bølgelængde af lyset, og \( \lambda_r \) er den udsendte (reference) bølgelængde. Referencebølgelængden kendes meget præcist for langt de fleste spektrallinjer, og rødforskydning kan derfor måles præcist for mange objekter i astronomien gennem måling af spektrallinjer i fx brint.
I den specielle relativitetsteori giver bevægelse af en lyskilde i forhold til observatøren anledning til en ændring i den bølgelængde, observatøren måler, relativt til den bølgelængde, der udsendes af kilden. Dette fænomen kendes som Dopplereffekten, og den fører til en ændring af bølgelængden givet ved
\( 1+z=\frac{\lambda_o}{\lambda_r} = \sqrt{\frac{1+v_r}{1-v_r}} \).
Her betegner \( v_r \) radialhastighed af kilden i forhold til observatøren. Dopplereffekten bruges i f.eks. studiet af exoplaneter til identifikation af stjerner med planeter i omløb.
I den generelle relativitetsteori forekommer rødforskydning ud fra den mere generelle løsning af bevægelsesligningen for lys (geodætligningen). Årsagen til rødforskydningen kan på den måde ses som forårsaget af rummets krumning og ekspansion/kontraktion. Den kosmologiske rødforskydning fremkommer netop på grund af rummets ekspansion, der fører til, at bølgelængden af lys vokser proportionalt med universets ekspansion.
Den kosmologiske rødforskydning er på den måde proportional med den såkaldte skalafaktor, der beskriver universets udvidelse. Rødforskydning bruges i udstrakt grad i den observationelle kosmologi, fordi den er forholdsvis nem at måle ved at studere bølgelængden af atomare emissions- eller absorptionslinjer i lyset fra fjerne objekter.
Et andet eksempel på rødforskydning i den generelle relativitetsteori er den såkaldte gravitationelle rødforskydning, som opstår, hvis styrken af det lokale tyngdefelt er forskelligt fra styrken af tyngdefeltet ved observatøren. Det er fx nødvendig at korrigere for effekten i GPS-systemet, hvor GPS-satellitterne befinder sig i et svagere tyngdefelt end på Jordens overflade. Et mere ekstremt eksempel forekommer i nærheden af sorte huller, hvor den gravitationelle rødforskydning bliver meget stor, hvis lyskilden befinder sig tæt på det sorte huls begivenhedshorisont.
Dopplereffekten og den gravitationelle rødforskydning kan være både positiv og negativ. En negativ rødforskydning betegnes ofte som blåforskydning. Den opstår på grund af Dopplereffekten, hvis lyskilden bevæger sig imod observatøren, eller på grund af gravitationel rødforskydning, hvis observatøren befinder sig i et stærkere tyngdefelt end lyskilden.
Det er værd at bemærke, at årsagen til en målt rødforskydning ikke umiddelbart kan bestemmes alene ved en måling af rødforskydningens størrelse. Rødforskydningen af lyset fra en galakse vil ofte være en kombination af den kosmologiske rødforskydning og en Dopplereffekt på grund af galaksens lokale (egen) bevægelse.