Gorriranzko lerrakuntza

Wikipedia, Entziklopedia askea
Jump to navigation Jump to search
Eskuinean agertzen diren urruneko galaxien argi ikusgaiaren espektru lerroen gorriranzko lerrakuntza ezkerrean agertzen den eguzkiarenarekin alderatuta. Uhin luzera gorrirantz eta haratago hedatzen da.
Iturria eta ikuslearen arteko mugimendu erlatiboaren araberako gorriranzko edo urdineranzko lerrakuntza.
Gorriranzko lerrakuntza grabitazionala irudikatzen duen irudia.


Fisikan eta astronomian, gorriranzko lerrakuntza, gorriranzko hurbilketa edo gorriranzko mugitzea (ingelesez redshift) objektu batek igorri edo isladatzen duen erradiazio elektromagnetikoa, eskuarki argi ikusgaia, espektru elektromagnetikoan gorrirantz lerratzen denean gertatzen da. Modu orokorrago baten, gorriranzko lerrakuntza detektore batek jasotako erradiazio elektromagnetikoaren uhin luzeraren handitze bat eta iturriak igorritako uhin luzeraren arteko alderaketa bat bezala definitzen da. Uhin luzeraren handitzen honek erradiazio elektromagnetikoaren maiztasuna jaistea suposatzen du. Aldiz, uhin luzeraren jaisteak urdineranzko lerrakuntza izena jasotzen du. Uhin luzeraren edozein handitzeri deritzo gorriranzko lerrakuntza, baita argi ikusgaia ez den espektru elektromagnetikoko beste edozein uhin luzerei badagokie ere, gamma izpiak, x izpiak eta erradiazio ultramorea kasu. Izen honek nahasmena sor dezake, gorria baino uhin luzera handiagoa duten uhin elektromagnetikoen kasuan, infragorria, mikrouhinak eta irrati uhinak, "gorriranzko lerrakuntzak" gorriaren uhin luzeratik aldentzen baitira.

Gorriranzko lerrakuntza bat argi iturri bat ikusle batengandik aldentzen denean gerta daiteke, soinu uhinen nabaritutako maiztasuna aldatzen duen Doppler lerrakuntza bati dagokiona. Gorriranzko edo bere osagarria den urdineranzko lerrakuntza horiek Lurrean aplikazio ugari dituzten arren (Doppler radarra eta radar pistola, beste batzuen artean) espektroskopia astronomikoak Doppler gorriranzko lerrakuntzak urruneko objektu astronomikoen mugimendua zehazteko erabiltzen du. Fenomeno hau, lehen aldiz, XIX. mendean aurresan eta frogatu zen, zientzialariak argiaren uhin izaeraren esanahi dinamikoak kontutan hartzen hasi zirenean.

Gorriranzko lerrakuntzaren beste mekanismo bat espazioaren hedapen metrikoa da, urruneko galaxien, quasarren eta galaxiarteko lainoen gorriranzko lerrakuntza espektralak behatzaileagandik urruntzen den heinean handitzea behatu izana azaltzen duena. Mekanismo hau kosmologia fisikoko Big Bangaren ereduko funtsezko ezaugarri bat da.

Gorriranzko lerrakuntzaren hirugarren mota bat, gorriranzko lerrakuntza grabitazionala (Einstein efektua bezala ere ezaguna), erlatibitate orokorraren arabera, oso objektu masiboen inguruan gertatzen den denboraren dilatazioaren ondorioa da.

Hiru fenomeno hauek markoen transformazio legeen babespean uler daitezke. Erradiazio elektromagnetikoan mugitze batera daramaten eta euren eraginak, noiz behinka "gorriranzko lerrakuntza" bezala ezagu daitezkeen eta deskribapen fisiko eta matematiko ezberdinak dituzten beste mekanismo asko ere badago, dispertsioa eta efektu optikoak horien artean.

Historia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Gorriranzko lerrakuntzaren historia XIX. mendean uhin mekanika eta Doppler efektuarekin lotutako fenomenoaren esplorazioa garatu zirenean hasi zen. Efektu honek bere izena Christian Andreas Dopplerrek 1842an efektu honen lehen azalpen fisikoa eman izanagatik jasotzen du. Hipotesi hau Christophorus Buys Ballot herbeheretar zientzialariak frogatu eta berretsi zuen 1845ean. Dopplerrek fenomenoa uhin guztiei aplikatu behar zitzaiela zuzen aurresan zuen, eta, bereziki izarren koloreen aldaketa Lurrarekiko zuten mugimenduari eman zekiokeela. Emate hau zuzena izan ez zen arren (izarren kolorea euren tenperaturaren adierazlea da, eta ez bere mugimenduaren adierazle), Doppler, ondoren, gorriranzko lerrakuntzen behaketen egiaztapenengatik aldarrikatua izan zen.

Doppler motako lehen gorriranzko lerrakuntza 1848an deskribatu zuen Hippolyte Fizeau frantziar fisikariak, izarretan ikusitako espektru lerroen desplazamendua Doppler efektuaren ondoriozkoa zela adierazi zuena. Efektua, batzuetan, Doppler-Fizeau efektua deitua da. 1868an, William Huggins britainiar astronomoa izan zen metodo honen bidez Lurretik aldentzen ari zen izar baten abiadura zehazten lehena.

1871n, gorriranzko lerrakuntza optikoa fenomenoa, eguzkiaren errotazioa erabiliz, gorritik 0,1 angstromera, Fraunhofer lerroetan behatu zenean berretsia izan zen. 1901ean, Aristarj Belopolskyk laborategian egiaztatu zuen gorriranzko lerrakuntza optikoa ispiluzko errotazio sistema bat erabiliz.

Literaturan gorriranzko lerrakuntza kontzeptua erabili zen lehen aldia 1908an izan zen, Walter Sidney Adamsek "Nebulosen gorriranzko lerrakuntzaren izaeraren bi ikerketa metodo" aipatzen duenean.

Behaketekin 1912an hasiz, Vesto Slipherrek nebulosa kiribil askok gorriranzko lerrakuntza nabarmenak zituztela aurkitu zuen. Beranduago, Edwin Hubblek "nebulosa" horien (gaur egun galaxia bezala ezagutzen direnak) gorriranzko lerrakuntzaren eta haietara dagoen distantziaren arteko gutxi gora-beherako erlazioa aurkitu zuen, gaur egun Hubblen legea bezala ezagutzen dena formulatuz. Behaketa hauek 1922an Alexander Friedmanek eginiko lana berretsi zuten, non hain ospetsuak diren Friedmannen ekuazioak aurkitu zituen, unibertsoa heda zitekeela frogatuz eta kasu horretan hedapen abiadura aurkeztu zuen. Gaur egun, hedatzen ari den unibertsoaren eta Big Bangaren froga sendotzat hartzen dira.

Neurketa, karakterizazioa eta interpretazioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Gorriranzko lerrakuntza bat iturri arrunt batetik datorren argi espektrua begiratuz neur daiteke. Espektru honetan xurgapen lerroak, igorpen lerroak edo argiaren intentsitatea aldarazten duten beste ezaugarri batzuk baldin badaude, orduan, hasiera batean behintzat, gorriranzko lerrakuntza kalkula daiteke. Horretarako, behatutako espektrua ezagutzen den antzeko ezaugarriak dituen beste espektru batekin alderatu behar da. Adibidez, hidrogenoa, argiak jotzen duenean, ezaugarriak aldizkako tarteetan erakusten dituen espektru bat du. Behatutako espeketru batean baina mugitutako uhin luzeretan tarte eredu bera ikusten bada, orduan, objektuaren gorriranzko lerrakuntza neur daiteke. Beraz, objektu baten gorriranzko lerrakuntza zehazteko maiztasun edo uhin luzera maila batzuk behar dira. Gorriranzko lerrakuntzak ezin dira euren hondarrezko maiztasunak ezezagunak diren identifikatu gabeko ezaugarriak behatuz edo ezaugarririk edo zarata zuririk (espektru baten ausazko fluktuazioak) ez duen espektru batekin kalkulatu.

Gorriranzko (eta urdineranzko) lerrakuntza objektu baten behatutako eta igorritako uhin luzeren (edo maiztasunen) arteko diferentzia erlatiboagatik bereiz daitezke. Astronomian, ohikoa da aldaketa hau z izena ematen zaion dimentsio gabeko magnitude bat bezala aipatzea. ek uhin luzera adierazten badu, fk maiztasuna (, non c argiaren abiadura den) orduan, z honako ekuazio hauek definitzen dute:

Gorriranzko lerrakuntzaren neurketa,
Uhin luzeran oinarritua Maiztasunean oinarritua

z neurtu ondoren, gorriranzko edo urdineranzko lerrakuntzaren arteko ezberdintasun bakarra z positiboa edo negatiboa izatea da. Adibidez, urdineranzko lerrakuntzetan (z < 0) Doppler efektua ikusleagana hurbiltzen ari diren objektuekin lotua dago, non argia energia handiagoetara mugitzen ari den. Aldiz, gorriranzko lerrakuntzetan (z > 0) Doppler efektua ikusleagandik urruntzen ari diren objektuekin lotua dago, non argia energia maila txikiagoetara mugitzen ari den. Era berean, Einstein efektuarekin lotutako urdineranzko lerrakuntzak grabitate eremu indartsu baten sartzen ari den argiarekin lotuta daude, efektu berarekin lotutako gorriranzko lerrakuntzak grabitate eremu indartsu batetik irtetzen ari den argiarekin lotuta dauden bitartean.

Mekanismoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hutsean zehar hedatzen den fotoi bat gorrirantz zenbait modu ezberdinetan lerra daiteke. Mekanismo hauetako bakoitzak Doppler motako desplazamendu bat eragiten du, hau da, z uhin luzerarekiko independentea da. Mekanismo hauek erreferentzia sistema bat eta beste baten arteko galilear transformazio, lorentztar transformazio edo transformazio erlatibisten bidez deskribatuak dira.

Gorriranzko lerrakuntzen laburpena
Gorriranzko laburpen mota Sistemaren transformazio legea Metrika adibidea [1] Definizioa[2]
Doppler gorriranzko lerrakuntza Galileoren transformazioak euklidestar distantzia
Doppler erlatibista Lorentzen transformazioak Minkowski metrika
Gorriranzko lerrakuntza kosmologikoa Transformazio erlatibistak FLRW
Gorriranzko lerrakuntza grabitazionala Transformazio erlatibistak Schwarzschilden metrika

Doppler efektua[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Artikulu nagusia:Doppler efektua

Argi iturri bat ikusleagandik aldentzen ari bada, orduan gorriranzko lerrakuntza gertatzen da. Aldiz, argi iturri hori ikusleagana hurbiltzen ari bada, orduan, urdineranzko lerrakuntza da gertatzen ari dena. Honek uhin elektromagnetiko guztientzat balio du eta Doppler efektuak azaltzen du. Ondorioz, gorriranzko lerrakuntza mota honek Doppler gorriranzko lerrakuntza izena hartzen du. Iturria ikusleagandik v abiadurarekin aldentzen ari bada, orduan, eta efektu erlatibistak baztertuz, gorriranzko lerrakuntza honek ematen du:

    ( bait da, ikus behean)

non c argiaren abiadura den. Ohiko Doppler efektuan iturriaren maiztasuna ez da aldatzen, baina atzeranzko mugimenduak maiztasun txikiago baten irudipena ematen du.

Doppler efektu erlatibista[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Artikulu nagusia: Doppler efektu erlatibista

Doppler gorriranzko lerrakuntzaren tratamendu osoago baterako argiaren abiaduratik gertuko abiaduretan mugitzen ari diren iturrien mugimenduarekin lotutako efektu erlatibistak kontutan hartu behar dira. Laburki, argiaren abiaduratik gertuko abiaduretan mugitzen ari diren objektuek erlatibitate bereziaren denboraren dilatazioaren ondorioz ohiko Doppler efektuaren desbideraketak jasango dituzte jarraian agertzen den bezala, Doppler formula klasikoan Lorentzen faktorea gehituz zuzen daitekeena.

Fenomeno hau, lehen aldiz, 1938an Herbert E. Ivesek eta G. R. Stilwellek eginiko esperimentu batean ikusi zen. Lorentzen faktorearekin, soilik abiaduraren magnitudearen araberakoa da, honek mugimenduaren iturriaren orientazioagandik independentea izateko zuzenketa erlatibistarekin lotutako gorriranzko lerrakuntza eragiten du. Kontraste bezala, formularen zati klasikoa ikusmen lerroan iturriaren mugimenduaren proiekzioaren araberakoa da, orientazio ezberdinentzat emaitza ezberdinak ematen dituena. Ondorioz, ikuslearekin angelu bat egiten duen objektu batentzat, (angelu nulu batek ikuslearekin lerro zuzena du) Doppler efektu erlatibistarentzat forma osoa beste honako hau da:

eta soilik ikusmen lerroan dauden mugimenduetarako ( = 0º) ekuazio hau honetara mugatzen da:

Iturria detektagailuarekiko angelu zuzenetan mugitzen ari den kasu berezientzako ( = 90º) gorriranzko lerrakuntza erlatibista zeharkako Doppler efektua bezala ezagutzen da, honako gorriranzko lerrakuntza:

neurtua da, baita objektua ikusleagandik urruntzen ari ez bada ere. Iturria ikusleagana mugitzen ari baldin bada ere, mugimenduarekiko zeharkako osagai bat baldin badago, orduan, dilatazioak esperoko litzatekeen urdineranzko lerrakuntza baliogabetzen duen abiaduraren bat dago, eta, abiadura handiagoetan, hurbiltzen ari den iturria gorrirantz lerratuko litzateke.

Espazioaren hedapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Artikulu nagusia:Unibertsoaren hedapenaren metrika

XX. mendearen lehen zatian, Slipherrek, Hubblek eta beste batzuk gure galaxia den Esne Bidetik haratago zeuden galaxien gorriranzko eta urdineranzko lerrakuntzen lehen neurketak egin zituzten. Hasiera batean, lerrakuntza hauek soilik Doppler efektuaren ondorio zirela uste izan zuten, baina ondoren, Hubblek gorriranzko lerrakuntzaren handitzea eta galaxia horietarainoko distantziaren arteko lotura arin bat aurkitu zuen. Teorikoak, ia berehala, behaketa hauek gorriranzko lerrakuntza ez zen beste mekanismo batzuen bidez azal zitezkeela ohartu ziren. Unibertsoaren hedapenaren metrika bat duten erlatibitatate orokorretik datozen kosmologia ereduek gorriranzko lerrakuntzen eta distantzien arteko Hubblen legea eskatzen dute. Emaitza bezala, hedatzen ari den unibertsoan zehar zabaltzen ari diren fotoiak hedatuak dira, gorriranzko lerrakuntza kosmologikoa deritzona eraginez. Hau lehen azaldutako Doppler gorriranzko lerrakuntzarekiko erabat ezberdina da, iturria eta ikuslearen arteko bultzada abiadura (Lorentzen transformazioak kasu) ez da momentua eta energiaren arteko ohiko transferentziaren ondorio, horren ordez fotoiek, euren uhin luzera handitu eta gorrirantza lerratzen dira zeharkatzen ari diren espazioa hedatzen den heinean. Efektu hau egungo eredu kosmologikoan denboraren araberako eskala faktore kosmikoaren adierazpen behagarri bezala () honela aurreikusia dago:

Gorriranzko lerrakuntza mota honi gorriranzko lerrakuntza kosmologikoa edo Hubblen gorriranzko lerrakuntza deritzo. Unibertsoa, hedatzen beharrean uzkurtzen ariko balitz, galaxiak urdinerantz euren distantziarekiko proportzionala den batuketa bategatik lerratzen ikusiko genituzke gorrirantz lerratu beharrean. Hau abiadura berezirik ez dagoen unibertso batean baino ez da egia. Beste modu batera balitz, gorriranzko lerrakuntzak honela konbinatzen dira:

atzerantz doazen objekturen batzuk urdinerantz lerratzen ari izateari eta hurbiltzen ari diren objekturen batzuk gorrirantz lerratzen ari izateari buruzko ebazpenak ematen dituena.

Galaxia hauek ez dira soilik ikusleagandik urruntzen ari den abiadura fisiko batengatik aldentzen ari, horren ordez, parte hartzen duen espazioa hedatzen ari da, printzipio kosmologikoak eskatzen duen efektuaren eskala handirako isotropiarentzat kontutan hartu behar dena. z < 0.1 duten gorriranzko lerrakuntza kosmologikoentzat denbora-espazioaren hedapenaren eraginak oso txikiak dira, eta gorriranzko lerrakuntzak gorriranzko eta urdineranzko Doppler lerrakuntza gehigarriak eragiten dituen galaxia bat eta beste baten arteko mugimendu berezien ondorio dira. Abiadura fisikoa eta unibertsoaren hedapenaren arteko diferentzia, Unibertsoaren Kautxu Hostoaren Hedapenaren bidez irudika daiteke, espazioaren hedapena azaltzeko erabiltzen den alegia kosmologiko arrunt bat. Bi objektu kojinete bolez eta denbora-espazioa hedatzen ari den kautxu hosto baten bidez irudikatzen badira, Doppler efektua hostoan zehar mugitzen ari diren bolen mugimenduak eragiten du, mugimendu berezi bat sortuz. Gorriranzko lerrakuntza kosmologikoa kojinete bolak hostoari itsasten zaizkionean eta hostoa hedatzen denean gertatzen da. (Jakina, dimentsio arazoak daude eredu honekin, kojinete bolak hostoan egon beharko bait lukete eta gorriranzko lerrakuntzak Doppler efektuak baino abiadura altuagoak eragiten ditu bi objekturen arteko distantzia behar bezain luzea baldin bada).

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. Gorriranzko lerrakuntza hauek izan ditzaketen beste metrika batzuk ere egon daitezkeela gogoratu behar da, bereziki gorriranzko lerrakuntza grabitazionalak.
  2. Non z = gorriranzko lerrakuntza; v = abiadura; c = argiaren abiadura; γ = Lorentzen faktorea; a = Unibertsoaren eskala faktorea; G = grabitate konstantea; M = objektuaren masa; r = Schwarzschild koordenatu erradiala