Przesunięcie ku czerwieni - redshift

Już od XIX wieku wiadomo, że każdy pierwiastek układu okresowego emituje i absorbuje światło tylko na określonych długościach fali (patrz artykuł powyżej). Astronomowie zauważyli jednak, że dla gwiazd i galaktyk linie widmowe często są przesunięte w stosunku do tych laboratoryjnych, mimo że odległości pomiędzy poszczególnymi liniami pozostają niezmienne. Dla większości galaktyk przesunięcie to następuje w kierunku dłuższych długości fali, czyli w stronę koloru czerwonego. Dlatego zjawisko to nazwano przesunięciem ku czerwieni (redshift). W astronomii często jest oznaczane literą z.

Skąd bierze się to przesunięcie? Zapewne słyszałeś o efekcie Dopplera - zmianie częstotliwości fali (jednocześnie długości fali) zależnej od tego, czy jej źródło oddala się, czy zbliża do obserwatora. Światło rozprzestrzenia się jako fala, więc ulega temu zjawisku. Gdy źródło oddala się od obserwatora, fala świetlna ulega rozciągnięciu, przez co odbierana jest jako bardziej czerwona oraz bardziej niebieska, gdy obiekt się zbliża. W normalnych warunkach, na co dzień, nie jesteśmy w stanie rozpoznać tych różnic, ponieważ prędkość światła jest zbyt duża w stosunku do prędkości źródeł światła i odległości, jakie fala świetlna ma do pokonania.

Wszechświat jest jednak ogromny, a odległości pomiędzy obiektami astronomicznymi i ich prędkości są niewyobrażalnie duże. Dlatego zmiana długości fali (koloru) może być znacząca i łatwa do zmierzenia. Oczywiście, taki pomiar nie sprowadza się do stwierdzenia, że gwiazda jest bardziej czerwona (lub niebieska) niż powinna. To, co astronomowie mierzą, to przesunięcie linii emisyjnych i absorpcyjnych w widmach spektroskopowych w stosunku do ich laboratoryjnych położeń. Dzięki temu jesteśmy w stanie dokładnie obliczyć prędkość gwiazd względem Ziemi. Pomiar taki jest niesamowicie precyzyjny i pozwala zaobserwować nawet najmniejsze zmiany prędkości, spowodowane np. istnieniem egzoplanet krążących wokół gwiazdy.

Pomiary przesunięcia ku czerwieni wykorzystuje się również przy większych odległościach. Wykonane pomiary redshiftu dla galaktyk pokazały, że te oddalają się od nas w zawrotnym tempie, co związane jest z rozszerzaniem się Wszechświata. Im galaktyka bardziej odległa, tym szybsza jest jej ucieczka; w rezultacie - coraz silniejsze jej przesunięcie ku czerwieni (większy/silniejszy redshift). Jego pomiar pozwala nam więc określać, z jakiego okresu ewolucji Wszechświata dociera do nas światło obserwowanej galaktyki. Na przykład przesunięcie ku czerwieni galaktyk znajdujących się w naszym najbliższym otoczeniu to $z = 0,$ podczas gdy dla najdalszej zaobserwowanej galaktyki - GN-z11 - wynosi ono $|z = 11,1.$ To oznacza, że obserwujemy ją taką, jaka była zaledwie kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu.