Rot- und Blauverschiebung
Zwei Galaxien bewegen sich voneinander weg oder aufeinander zu. Ein Radioteleskop empfängt ihr Licht als Signal – und dessen Wellenlänge verändert sich mit der Geschwindigkeit: Rotverschiebung beim Entfernen, Blauverschiebung beim Annähern.
So funktioniert's
Der Regler stellt die Geschwindigkeit ein, mit der sich beide Galaxien symmetrisch vom Teleskop entfernen (positiv) oder ihm annähern (negativ). Die Bewegung wiederholt sich als Schleife, damit der Effekt dauerhaft sichtbar bleibt.
Jede Galaxie sendet in regelmäßigen Abständen Wellenfronten aus (die konzentrischen Kreise). Bewegt sich die Quelle, laufen ihr die später ausgesandten Wellen entweder hinterher (gestaucht = blauverschoben) oder eilen ihr voraus (gestreckt = rotverschoben) – das ist der Dopplereffekt.
Unten empfängt das Radioteleskop dieses Signal und stellt es als Spektrum dar: Frequenz auf der x-Achse, Intensität auf der y-Achse. Als Referenz dient die reale 21-cm-Linie des neutralen Wasserstoffs bei 1,4204 GHz (gestrichelt markiert) – genau diese Spektrallinie nutzen Radioastronomen, um die Rotverschiebung von Galaxien zu messen.
Tipp: Aktiviere die automatische Animation, um zwischen Annäherung und Entfernung hin und her zu wechseln, ohne den Regler zu bedienen.
Doppler-Rotverschiebung vs. kosmologische Rotverschiebung
Die Farb- und Frequenzverschiebung in dieser Demo entsteht durch echte Bewegung der Galaxien durch den Raum (radiale Eigenbewegung) – denselben Effekt kennt man vom Martinshorn, das beim Vorbeifahren höher und danach tiefer klingt. Für Licht gilt die relativistische Doppler-Formel: z = √((1+β)/(1−β)) − 1, mit β = v/c.
Bei weit entfernten Galaxien überwiegt jedoch meist ein anderer Effekt: die kosmologische Rotverschiebung durch die Ausdehnung des Raums selbst, unabhängig von echter Eigenbewegung (siehe die Demo „Die Ausdehnung des Raums"). Beide Effekte führen zu einer Rotverschiebung des Lichts, haben aber unterschiedliche physikalische Ursachen.
Die 21-cm-Linie (auch H-I-Linie genannt) entsteht durch einen extrem seltenen Spin-Übergang im neutralen Wasserstoffatom und ist eine der wichtigsten Messgrößen der Radioastronomie – unter anderem zur Kartierung von Galaxien und ihrer Rotationskurven. In der Realität bewegen sich Galaxien meist mit einigen hundert km/s (β ≈ 0,001) statt der hier zur besseren Sichtbarkeit stark übertriebenen bis zu 0,5·c – die tatsächliche Linienverschiebung ist entsprechend viel kleiner als in dieser Demo dargestellt.
