Efectul Doppler

Cu siguranță ați auzit sirena unei ambulanțe trecând prin apropiere. Dar ați observat că zgomotul făcut de sirenă este mai puternic atunci când ambulanța se apropie, urmând ca acesta să scadă în intensitate când ea se îndepărtează?

Acesta este efectul Doppler, descoperit de către matematicianul și fizicianul austriac Christian Doppler în 1842. Și cum explicăm acest fenomen?

Schimbarea în intensitatea zgomotului emis de sirenă este cauzată de o fluctuație a frecvenței undelor de sunet. Atunci când ambulanța se apropie, distanța dintre unde devine din ce în ce mai mică, ceea ce duce la o creștere a frecvenței (frecvența și lungimea de undă sunt mărimi invers proporționale i.e. c=νλ). În caz contrar, atunci când ambulanța se îndepărtează, distanța dintre undele de sunet se mărește, iar frecvența undelor sau zgomotul produs de sirenă scade în intensitate.

Doppler

Efectul Doppler © NCSA

Măsurând schimbarea în frecvență, putem determina dacă respectiva ambulanță se apropie sau se îndepărtează. Mai mult, dacă putem afla rata de variație a frecvenței, vom ști viteza ambulanței.

Acest procedeu se aplică și în cazul radiației electromagnetice, emise de un obiect aflat în mișcare. Când obiectul se apropie de un observator, frecvența radiației sale crește sau „se deplasează spre albastru”. Când obiectul se îndepărtează de un observator, frecvența scade sau „se deplasează spre roșu”.

Effectul Doppler poate fi studiat pentru tot spectrul electromagnetic și redat în funcție de frecvența sau lungimea de undă a radiației.

În astronomie, această deplasare a liniilor spectrale este utilizată pentru determinarea cu precizie a vitezei cu care stelele și celelalte astre se mișcă între noi sau se îndepărtează de noi. De exemplu, în cele mai îndepărtate galaxii, liniile spectrale ale hidrogenului apar a se deplasa de roșu cu o viteză semnificativă.

Deplasarea Doppler este dată de formula (valabilă atunci cand z<<1 i.e. viteze non-relativistice):

Doppler formula

unde λ este lungimea de undă observată, λ0 este lungimea de undă emisă, c este viteza luminii în vid (299 792 458 m/s), iar v este viteza obiectului care emite radiația electromagnetică.

Anunțuri

Spectrul Electromagnetic

Obiectele reci emit fotoni cu mai puţină energie şi sunt vizibile la lungimi de undă mai mari. Fotonii sunt mai puternici către capătul de raze gamma al spectrului.

Obiectele extrem de fierbinţi (ca şi roiurile de galaxii) emit raze X cu energie mare şi raze gamma, care mai pot fi produse doar de evenimentele violente, cum ar fi înghiţirea materiei în găurile negre.

Radiaţiile cu lungimi de undă între 1 cm şi 11 m trec uşor prin atmosfera Pământului. Această parte a spectrului include unele unde radio şi unele microunde, şi se numeşte „fereastră radio”.

Undele radio sunt produse de norii de H₂  din galaxii sau de radiaţia de tip sincroton produsă de galaxiile active şi de găurile negre. Ele pot avea o lungime de undă de peste 1 m. Very Large Array sunt observatoare radio situate în New Mexico.

Mai jos, poate fi văzută harta galaxiei Andromeda, în unde radio.

Microundele pot fi observate numai din Spaţiu (cu sonda spaţială Wilkinson Microwave Anisotropy Probe – aflată în imagine).

Cu ajutorul acestei sonde este analizată radiaţia cosmică de fond din domeniul microundelor.

Infraroşiile sunt studiate de telescoape aflate în Spaţiu (Spitzer al NASA) şi obsevatoare plasate pe vârfurile munţilor, ca cel din imagine – UKIRT – din Hawaii, aparţinând Regatului Unit.

Prin intermediul infraroşiilor sunt obsevate galaxii palide, pitice maro, nebuloase şi molecule stelare care strălucesc în această lungime de undă.

În imaginea următoare este prezentat centrul galactic în infraroşu.

Ultravioletele, cercetate cu Extreme Ultraviolet Explorer, aparţinând NASA au lungimi de undă foarte mici.

Aceste radiaţii sunt emise de surse fierbinţi – pitice albe, stele neutronice şi galaxii Seyfert.

Lumina vizibila este observată cu telescoape optice ca şi cel din imagine – Kitt Peak National Observatory din Arizona. Cu aceste telescoape se obţin cele mai clare imagini, cu puterea cea mai mare.

M90,  situată la 30 de milioane ani-lumină de Terra, este o galaxie cu o dimensiune similară cu galaxia noastră, Calea Lactee.

Razele X, studiate cu observatoare precum cel din imagine – Chandra X-ray Observatory, au o energie foarte mare. Sursele de raze X sunt găurile negre şi stelele neutronice.

Razele Gamma sunt undele electromagnetice cu cea mai mare energie, emise în urma celor mai violente evenimente cosmice. Sursele acestor radiaţii sunt stelele neutronice, supernovele şi pulsarii. În imaginea alăturată este Calea Lactee văzută ca o bandă strălucitoare, în raze gamma, şi celelalte producătoare de această radiaţie.

Imaginile mai multor radiaţii ale unei stele invizibile pot fi combinate pentru a reda o imagine a stelei. Un exemplu este supernova Kepler. În raze X cu lungime de undă mică (energie mare), supernova are culoare albastră, iar, în raze  X cu energie mică (lungime de undă mare), supernova are culoarea verde. De asemenea, imaginea din infraroşu are o culoare roşie. Astfel s-a obţinut imaginea finală.

Către roşu şi albastru

Pentru că obiectele cosmice sunt în continuă mişcare, spectrul radiaţiei perceput de un observator se deplasează.

Astronomii pot detecta deplasările măsurând poziţia liniilor spectrale. Pentru un obiect care se îndepărtează, liniile lui spectrale s-au deplasat către lungimi de undă mai mari (deplasare spre roşu). La un obiect care se apropie, liniile spectrale se deplasează spre lungimi de undă mai mici (deplasare către albastru).

Cu cât viteza relativă dintre sursă şi observator este mai mare, cu atât deplasarea este mai mare. Galaxiile îndepărtate prezintă deplasări spre roşu considerabile. Ele se îndepărtează cu viteze uriaşe, numite deplasări cosmologice spre roşu.

Analizând lumina

Radiaţia emisă de obiectele cosmice este un amestec de lungimi de undă, printre care şi lumina vizibilă. Când trece printr-o prismă, lumina se descompune în lungimile de undă componente, formând o succesiune de culori, numită spectru.

Spectrul unei stele este format din linii de absorţie, care au o culoare închisă şi sunt provocate de absorţia fotonilor la anumite lungimi de undă,  de către atomii din atmosfera stelei. Acestea sunt folosite pentru a determina elementele chimice dintr-un  obiect cosmic.

Spectrul unei nebuloase poate dezvălui compoziţia ei chimică. Când sunt încălziţi de radiaţia emisă de o stea din apropiere, atomii nebuloasei emit lumină proprie. Spectrul care rezultă se numeşte spectru de emisie, format din linii viu colorate, caracteristice unor elemente diferite.

Un gaz dens şi fierbinte dintr-o stea produce un spectru de lumină continuu la suprafaţa ei, în care sunt reprezentate toate lungimile de undă, văzute oblic ca nişte linii, numite linii spectrale. Un gaz rece dintr-o stea produce apariţia unor linii de culoare închisă.

În fotografie, este reprezentat spectrul de emisie al fiereului (Fe).

Comportament de particulă

Radiaţia electromagnetică este formată din „cuante” de energie, numite fotoni. Aceştia nu au masă, dar transportă o cantitate fixă de enrgie, care depinde de lungimea de undă a fotonului – cu cât este mai scurtă, cu atât fotonul are energie mai mare.

Fotonii luminii albastre (cu lungime de undă mică) au mai multă energie decât fotonii luminii roşii (cu lungime de undă mare), după cum de monstrează şi imaginea de la jos.

Comportament de undă

Radiaţia electromagnetică se comportă ca o undă – o perturbare care mişcă energia.

Am să dau nişte definiţii, necesare înţelegerii complete a articolului anterior.

Lungimea de undă este distanţa dintre două vârfuri sau puncte maxime succesive ale undei.

Frecvenţa undei este determinată de numărul de unde care trec printr-un anumit punct, în fiecare secundă.

Formele de radiaţie ectromagnetică se deosebesc numai prin lungimea de undă.

Radiaţia electromagnetică

Cum este produsă ?

O sarcină electrică în mişcare creează un câmp magnetic. Dacă mişcarea este constantă, câmpul magnetic produce un câmp electric. Interacţionând, cele două câmpuri se susţin reciproc şi se mişcă prin spaţiu, transferând energie. În desen, λ  înseamnă  lungimea de undă.

Pe lângă lumina vizibilă, radiaţia electromagnetică include undele radio, microundele, radiaţia infraroşie, radiaţia ultraviolet, rezele X şi razele gamma, călătorind prin spaţiu cu viteza luminii – 300 000 km/s sau 1 000 000 000 km/h.