Żyjący w XIX wieku austriacki fizyk i matematyk Christian Doppler jako pierwszy opisał dokładnie zjawisko zwane dzisiaj, od jego nazwiska, efektem Dopplera. Polega ono na zmianie częstotliwości fali w wyniku ruchu jej źródła lub obserwatora. Efekt ten odpowiada między innymi za zmianę wysokości dźwięku przejeżdżającej obok nas karetki- zmienia się wtedy częstotliwość produkowanych przez nią fal dźwiękowych. Podobną zmianę można zaobserwować również dla światła – nie należy zapominać, że światło też jest falą, tylko elektromagnetyczną. Ale czemu tak się dzieje? Rzućmy okiem na poniższy obrazek.
Nasz obserwator, kaczka, patrzy na poruszający się w jej kierunku z pewną prędkością obiekt emitujący fale – mogą to być fale dźwiękowe lub światło. Obiekt ten „dogania” fale w kierunku, w którym się porusza, cały czas emitując nowe. Ruch obiektu sprawia, że zmniejsza się odległość między kolejnymi grzbietami fali, przez co rośnie częstotliwość fal docierających do kaczki. Natomiast, gdy źródło oddala się od obserwatora, jednocześnie „ucieka’” od wyemitowanych przez siebie fal, przez co długość między kolejnymi grzbietami zwiększa się, a częstotliwość zmniejsza.
I teraz czas na pytanie kluczowe: Jak efekt Dopplera może nam pomóc w badaniu Wszechświata? Na początku XX wieku uczony Edwin Hubble odkrył, że im dalej znajduje się od nas dana galaktyka, tym z reguły szybciej się od nas oddala, co stanowiło mocny argument za tym, że Wszechświat się rozszerza, a także miało miejsce takie coś jak Wielki Wybuch. Nie dokonałby tego, gdyby nie właśnie efekt Dopplera.
To, co widzimy na powyższej grafice, to przesunięcie widma spektroskopowego w wyniku oddalania się od nas obiektu, z którego ono pochodzi. Na górze znajduje się widmo tego obiektu uzyskane w laboratorium, kiedy on względem nas się ani nie przybliża, ani się od nas nie oddala. Poniżej natomiast widać widmo tego samego obiektu, jednak tym razem porusza się względem nas i następuje przesunięcie jego widma ku mniejszym częstotliwościom (warto zauważyć, że im większa odległość między poszczególnymi grzbietami fal, tym częstotliwość jest mniejsza). Skoro zmniejsza się częstotliwość fal, to znaczy, że obiekt od nich „ucieka” i możemy wnioskować, że się od nas oddala. Takie przesunięcie nazywamy przesunięciem ku czerwieni, natomiast przypadek, w którym następuje przesunięcie widma ku większym częstotliwościom – przesunięciem ku fioletowi, odpowiadający zbliżaniu się obserwowanego obiektu do nas, jako obserwatora.
Wracając do dokonań Edwina Hubble’a, zaobserwował on przesunięcia ku czerwieni tym większe, im dalej znajdowała się badana akurat galaktyka. Wywnioskował z tego fakt, że Wszechświat się rozszerza. Niektórzy byli bardzo sceptyczni wobec jego odkrycia, ponieważ na wykresie, na którym zamieścił swoje wyniki, nie było widać dokładnej zależności pomiędzy prędkością galaktyki i odległością od Ziemi (co widać poniżej na grafice przedstawiającej oryginalne wyniki jego obserwacji).
Pierwotny wykres Hubble’a.
W późniejszych czasach zostały przeprowadzone dokładniejsze badania i zbadano galaktyki leżące ponad 200 razy dalej niż najdalsza z galaktyk badanych przed Edwina Hubble’a. Tym razem jednak zależność była dużo bardziej widoczna, co potwierdziło hipotezę Hubble’a o rozszerzaniu się Wszechświata.
WikimediaWspółczesny wykres obrazujący prawo Hubble’a.
Obserwacje przesunięć widm spektroskopowych możemy wykorzystywać również do odkrywania układów podwójnych. Patrząc na dwie gwiazdy, które w regularnych odstępach czasu „zbliżają” i „oddalają” się od nas, możemy wnioskować, że znajdują się one w układzie podwójnym, a o statusie ich położenia względem nas wiemy, obserwując przesunięcie ich widm.
Podobną metodą możemy odkrywać również egzoplanety. Kiedy mamy do czynienia z masywną planetą, to środek ciężkości układu gwiazda-planeta przesuwa się poza granicę gwiazdy, przez co można wykryć przesunięcia w jej widmie, spowodowane ruchem gwiazdy wokół środka masy układu. Niestety, oczywistym minusem tej metody jest fakt, że by zaobserwować wpływ planety na ruch gwiazdy, musi ona być masywna.
Za pomocą efektu Dopplera można badać również Słońce. Między innymi w tym celu powstał satelita SOHO – Solar and Heliospheric Observatory, na którego pokładzie oprócz wielu innych urządzeń służących do badania naszej gwiazdy, znajduje się MDI – Michelson Doppler Imager (Dopplerowska kamera Michelsona), która obserwuje przesunięcie jego widma, czego efekty można zobaczyć na poniższej grafice.
Niestety nie zostały naniesione na nią intuicyjne kolory, fioletowy i czerwony, jednak wystarczy spojrzeć na legendę. Ciemniejsze obszary „uciekają” od nas, natomiast jaśniejsze się do nas „zbliżają”. Wniosek? Słońce się obraca. Oczywiście świat nauki wiedział o tym na długo przed wysłaniem SOHO na orbitę, jednak obserwowanie tego ruchu czułym MDI dostarcza naukowcom dokładniejszych danych na ten temat.
Podsumowując, badanie wszechświata pod kątem efektu Dopplera, np. obserwowanie przesunięcie widm spektroskopowych może nam dostarczyć wielu cennych informacji o ruchu obiektów, z których one pochodzą i tym samym pogłębiać nasze rozumienie przestrzeni, w której żyjemy. Kto wie co jeszcze z jego pomocą uda nam się odkryć.
- S. Hawking, Krótka historia czasu
- D. Gough, Vainu Bappu Memorial Lecture: What is a Sunspot?
