Dopplerpunasiirtymä

Dopplerpunasiirtymä on aallonpituuden tai taajuuden muutos, jonka havaitsija ja lähde kokevat toisistaan katsottuna radiaalisen, suoraviivaisen liiketoimintansa vuoksi. Kun lähde liikkuu poispäin havaitsijasta, havaittu aallonpituus pidentyy ja syntyy punasiirtymää, kun taas lähde lähestyy, aallonpituus lyhenee ja syntyy sinisäröä.

Relativistisessa tapauksessa valon Dopplerin siirtymä voidaan kuvata β = v/c, missä v on lähteen ja havainnon välinen radiaalinen nopeus. Silloin havaittu aallonpituus λ_obs ja emittoidun aallonpituus λ_emit liittyvät toisiinsa kaavalla 1 + z = sqrt((1 + β) / (1 − β)), missä z on punasiirtymäarvo. Pienissä nopeuksissa (v << c) kaava voidaan approksimoida z ≈ v/c, jolloin v ≈ z c.

Dopplerpunasiirtymä on yksi syistä punasiirtymään yhdessä kosmisen laajenemisen vaikutusten kanssa. Eri ilmiöiden erottaminen vaatii usein lisätietoa, kuten spektrin yksittäisten linjojen siirtymää ja kontekstin tilastollinen analyysi. Kun z on pieni, Dopplerin liike ja kosmologinen laajeneminen voivat aiheuttaa samanlaisen linjan siirtymän, mutta suuremmat z-arvot vaativat relativistisia käsittelytapoja ja kosmologista tulkintaa.

Havaitsemisessa Dopplerpunasiirtymää käytetään muun muassa tähteä ja galakseja tarkkailevista spektraalimittauksista. Se mahdollistaa radiaalisen nopeuden määrittämisen, tähtijärjestelmien dynamiikan tutkimisen sekä galaksien ja maailmankaikkeuden laajemman kehityksen ymmärtämisen. Rajoitteina ovat muun muassa linjojen sekoittuminen, gravaatio- tai gravitaatioperusteiset siirtymät sekä se, että korkeilla z-arvoilla redshift ei enää pelkästään yksittäisellä Doppler-tekijällä selitä ilmiötä.