Blå forskydning er en særlig form for Dopplereffekten. Det er den modsatte effekt af rødforskydning: lys eller andre bølger bliver observeret ved kortere bølgelængder, når kilden bevæger sig mod observatøren.

Dopplerblåforskydning opstår, når en lyskilde har en hastighedkomponent langs synslinjen rettet mod observatøren. Udtrykket gælder for et fald i bølgelængden forårsaget af relativ bevægelse, og det gælder både i det synlige spektrum og uden for det (fx radiobølger eller røntgenstråling).

Hvordan måles og kvantificeres det?

Et praktisk mål for forskydningen er den relative ændring i bølgelængde, z = (λ_obs − λ_emit)/λ_emit. For en blåforskydning er z negativ (fordi λ_obs < λ_emit). For lave hastigheder (v << c) gælder tilnærmelsen

Δλ/λ ≈ v/c,

hvor v er radialhastigheden (positiv ved fjernelse, negativ ved tilnærmelse) og c er lysets hastighed. For meget høje hastigheder skal den specielle relativistiske relation anvendes; for bevægelse langs synslinjen kan man skrive

λ_obs / λ_emit = sqrt((1 - v/c)/(1 + v/c)).

Anvendelser i astronomi

  • Andromeda-galaksen er et kendt eksempel: Mælkevejsgalakse-systemet og Andromeda nærmer sig hinanden i den lokale gruppe, så lyset fra Andromeda viser en blåforskydning. Den relative hastighed er på størrelsesordenen nogle få hundrede km/s.
  • Binære stjernesystemer: Komponenterne bliver blåforskudt, når de bevæger sig mod Jorden. Ved at følge skiftende spektrallinjer kan man bestemme banernes egenskaber og masser.
  • Spiralgalaksers rotationskurver: Den side af en spiral, der drejer mod os, viser en lille blåforskydning i forhold til den modsatte side, som er rød-forskudt. Dette bruges til at måle rotationshastigheder og massefordeling i galakser.
  • Blazarer og andre aktive galaksekerner kan sende relativistiske jets næsten direkte mod os; emissionen fra disse jets kan derfor være kraftigt blåforskudt (Doppler-boosting påvirker også intensiteten).
  • Nærliggende stjerner som Barnards stjerne bevæger sig mod os, hvilket giver en lille men målbar blåforskydning i deres spektrallinjer.
  • Dopplerblåforskydning af fjerne objekter (høj z) kan være til stede oven i den meget større kosmologiske rødforskydning. For meget fjerne objekter dominerer kosmologisk rødforskydning dog typisk.

Spektrallinjer og kemiske fingeraftryk

Grunden til, at astronomer kan måle, hvor langt lyset bliver forskudt, er, at visse kemiske grundstoffer, som f.eks. kalcium eller ilt, som findes i stjerners atmosfærer, har karakteristiske linjer i deres emissions- eller absorptionsspektre. Disse linjer fungerer som et ”fingeraftryk” i lyset. Ved at sammenligne, hvor disse spektrallinjer faktisk optræder i et observeret spektrum med deres kendte hvilebølgelængder, kan man bestemme:

  • om en kilde bevæger sig mod os eller væk fra os (tegn på blå- eller rødforskydning),
  • hvor hurtigt den bevæger sig langs synslinjen (radialhastighed), og
  • stofindholdet i kilden, fordi linjernes relative styrker afhænger af kemisk sammensætning og fysiske forhold.

Metoden er ekstremt præcis: moderne spektrografer kan måle radialhastigheder med nøjagtigheder bedre end nogle få m/s, hvilket f.eks. bruges til at opdage exoplaneter via stjerners periodiske Doppler-skift.

Andre former for blåforskydning og forbehold

Det er vigtigt at skelne dopplerblåforskydning fra andre mekanismer, der ændrer bølgelængden: gravitationel blåforskydning (en effekt fra den generelle relativitetsteori nær massive legemer) er ikke forårsaget af relativ bevægelse, og kosmologisk rødforskydning skyldes rummets udvidelse. Når man analyserer observationer, skal disse forskellige effekter vurderes hver for sig, især for meget fjerne eller meget massive objekter.

Sammenfattende er Dopplerblåforskydning et centralt redskab i astronomi til at måle bevægelser langs synslinjen og til at afdække dynamik, masser og tilstedeværelsen af kompakte eller bevægelige strukturer i universet.