Viquipèdia

Desplaçament cap al roig: diferència entre les revisions

Exploració interactiva de l'historial
← Edició anteriorEdició següent →
Contingut suprimit Contingut afegit
VisualWikitext
m Nom de la plantilla en català
m DIEC
Línia 11:
De manera similar, un decreixement de la longitud d'ona s'anomena '''''transblau'''''<ref name=":0" /> o '''''desplaçament cap al blau''''' i típicament s'observa quan la font emissora de llum s'acosta a l'observador o quan la llum entra en camps gravitatoris intensos. No obstant això, el terme ''transblau'' és menys emprat i sovint s'hi refereix com a transroig negatiu.
 
Existeixen diverses fórmules matemàtiques per al càlcul del transroig que s'empraran en funció del marc físic del fenomen a estudiar.&nbsp;Tenim, per exemple, la fórmula per al transroig en [[relativitat especial]] (i la seva [[Física clàssica|aproximació clàssica]]), vàlida quan considerem un [[espai-tempsespaitemps]] [[Espai de Minkowski|pla]]. Ara bé, en l'estudi de [[Forat negre|forats negres]] o bé en les teories cosmològiques com el [[Big Bang|Gran Esclat]],&nbsp;cal fer ús de la relativitat general per tal de calcular el transroig.
 
A més del transroig, hi ha altres processos físics capaços d'alterar la freqüència de la radiació, com podrien ser la [[Dispersió (física)|dispersió de la llum]] o efectes òptics. No obstant això, els canvis que puguin produir en la freqüència són distingibles del transroig intrínsec i rarament s'hi refereixen com a transroig.
Línia 17:
 
== Formulació ==
En la relativitat general, hom pot derivar diverses fórmules per al transroig que són vàlides sota certes geometries de l'espai-tempsespaitemps que poden considerar-se com a "casos especials". Aquests casos particulars es troben resumits a la taula que hi ha a continuació:
 
{| class="wikitable" style="margin:auto;"
Línia 29:
| Transroig cosmològic || [[Mètrica FLRW|Mètrica de FLRW]] (univers en expansió) || <math>1 + z(t) = \frac{a_{\mathrm{0}}}{a(t)}</math>
|- align=center
| Transroig gravitatori || Qualsevol espai-tempsespaitemps estacionari (per exemple, la [[mètrica de Schwarzschild]]) || <math>1 + z = \sqrt{\frac{g_{tt}(\text{obs})}{g_{tt}(\text{font})}}</math><br> <math>1 + z = \sqrt{\frac{1 - \frac{2GM}{ c^2 r_{\text{obs}}}}{1 - \frac{2GM}{ c^2 r_{\text{font} }}}}</math> per l'espai-tempsespaitemps de Schwarzschild,
|}
 
Línia 48:
=== Expansió de l'univers ===
{{article principal|Expansió de l'univers}}
A principis del segle XX, l'astrònom Edwin Hubble va descobrir una correlació entre la distància d'una galàxia i el seu transroig: com més allunyada la galàxia, més gran el seu transroig. Poc temps després, els teòrics van veure que aquestes observacions podien ser descrites per a un mecanisme diferent que produís el transroig observat. La [[llei de Hubble]] de la correlació entre transroig i distància és necessària per als models cosmològics derivats de la teoria de la relativitat general que presenten una expansió de l'espai-tempsespaitemps. En conseqüència, els fotons que es propaguen en un espai-tempsespaitemps en expansió pateixen un transroig cosmològic.
El transroig cosmològic és essencialment diferent del produït per l'efecte Doppler, ja que el seu origen no es correspon amb la velocitat relativa entre emissor i receptor, sinó en l'expansió del mateix espai-tempsespaitemps i ve regit pel denominat ''factor d'escala <math> a </math>''
:<math> 1 + z = \frac{a_{0}}{a(t)} </math>,
en què <math> a_{0} </math> és el factor d'escala avui dia i <math> a(t) </math> el factor d'escala de quan es va emetre la llum.
Obtingut de «https://ca.wikipedia.org/wiki/Desplaçament_cap_al_roig»