Finden der kosmologischen Rotverschiebung einer Galaxie im expandierenden Universum

Jeder Stern oder jede Galaxie enthält einige Elemente, und jedes Element strahlt eine bestimmte Frequenz aus. Hier sind die Linien der Sonne ( https://de.wikipedia.org/wiki/Fraunhofer_Linien )

Insbesondere ist Wasserstoff fast überall vorhanden und Wasserstofflinien sind in den meisten Galaxienspektren sichtbar. Die Wasserstoff-Alpha-Linie ist in vielen Galaxien besonders stark.

Diese elektromagnetische Strahlung hat eine genaue Frequenz von 1420,40575177 MHz, was der Vakuumwellenlänge von 21,1 0611405413 cm im freien Raum entspricht .

( https://en.wikipedia.org/wiki/Hydrogen_line ) ( http://www.astro.washington.edu/courses/labs/clearinghouse/labs/HubbleLaw/measurements.html )

Sie vergleichen einfach den Standardwert der H-Linie (oder eines anderen Elements) mit dem, der vom Stern/der Galaxie kommt, und erhalten den Wert von z (die Rotverschiebung):$1 + z = \frac {\lambda_{obsvd}}{\lambda_{emit}}$,

Ein Wert von 211 cm würde eine Rotverschiebung (211/21,1 -1) ergeben: z = 9

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Das macht aber keinen Sinn, da man die Wellenlänge meist anhand der Energie des Photons bestimmt

Solche hohen Frequenzen können nicht erfasst werden. Normalerweise ist es umgekehrt, aber Sie haben Recht: Es gibt nur eine Wellenlänge, die einer Frequenz entspricht, und die ändert sich nie

Ich habe eine Anschlussfrage. Misst man die Energie des einfallenden Photons und berechnet dann seine "beobachtete" Wellenlänge?

Die Spektrographie misst direkt, wie gesagt, die Wellenlänge der Strahlung, ( https://en.wikipedia.org/wiki/Spectrography )

wenn es 211 cm ist, kennen Sie sofort die kosmologische Rotverschiebung (z) = 9

Die Antwort auf diese Frage lautet: Wenn Sie nur eine Linie oder ein Merkmal im Spektrum sehen können, kann die Rotverschiebung nicht gemessen werden , es sei denn, Sie haben andere Informationen, die Sie erraten lassen, was die Linie oder das Merkmal im Spektrum verursacht (z 21 cm lange Wasserstofflinie bei Radiowellenlängen ist so stark und allgegenwärtig, dass sie normalerweise sofort identifiziert werden kann).

Die üblichere Situation, insbesondere in den optischen und infraroten Teilen des Spektrums, ist, dass Sie zwei oder oft mehrere weitere Merkmale oder Linien im beobachteten Spektrum haben.

Wenn wir zwei Linien mit Wellenlängen im Ruhe- (Labor-) Rahmen haben$\lambda_1$Und$\lambda_2$, und sagen, diese sind um einen Betrag rotverschoben$(1+z)$, Wo$z \simeq v/c$(ungefähr wahr, wenn$v \ll c$). Wir bezeichnen die beobachteten rotverschobenen Wellenlängen von der fernen Galaxie als$\lambda_1^{\prime}$Und$\lambda_2^{\prime}$, so dass

Der Punkt der Algebra ist, dass alle Linienwellenlängen um genau den gleichen Faktor verschoben werden$(1+z)$. Daher wird ein Muster von Linien im Spektrum (z. B. die Balmer-Reihe von Wasserstoff oder ein enges Paar von Calcium-H- und -K-Linien oder Natrium-D-Linien) repliziert und kann als solches im rotverschobenen Spektrum leicht erkannt werden. Dann kann mit den identifizierten Linien die Rotverschiebung leicht aus den beobachteten Wellenlängen berechnet werden.