sciencetalk

Als je de snelheid u van een object dat zichtbaar licht uitstraalt in de ruimte wil bepalen ten opzichte van een stationaire waarnemer met behulp van het dopplereffect kun je de formules voor Red shift (outgoing) en blue shift (incoming) gebruiken.Hierbij moet zowel de frequentie van het door het object uitgezonden licht (fo) als de licht frequentie bij de waarnemer (f) bekend zijn.  
Hoe weet of meet men fo?

De frequentie van de vele absorptie- en emissielijnen in het elektromagnetisch spectrum is nauwkeurig bekend. Ieder element heeft zijn eigen specifieke reeks lijnen, gelijk een barcode. De bekende waterstof hα lijn uit de Balmer reeks bijvoorbeeld, zit op 656,285 nm (bij een niet bewegend object in het lab). Wordt deze lijn op een kortere of langere golflengte aangetroffen dan is daaruit eenvoudig de blauw- c.q. roodverschuiving te berekenen.
 
Als bijvoorbeeld deze hα lijn van het licht van een sterrenstelsel op 666,285 nm, in de buurt van infrarood, wordt aangetroffen dan valt de volgende berekening te maken:  Aan de hand van de Hubble constante (ongeveer 72km/s/Mpc) valt dan te berekenen dat de afstand (4.568 / 72) 63,4 Mpc is, ongeveer 207 miljoen lichtjaar.
 
Voor het ijken van het waargenomen spectrum worden vaak lokaal wat emissielijnen van bekende elementen live aan de opname toegevoegd.

Begrijp ik hieruit dat de elementen waaruit het object is samengesteld bekend moeten zijn om de verschuivingsformules te kunnen gebruiken om zo de snelheid van een object te bepalen?

de elementen waaruit het object is samengesteld bekend moeten zijn

 
Meestal wel, maar dat hoeft natuurlijk niet van alle elementen bekend te zijn. Het is bij objecten met voldoende lichtkracht eigenlijk geen probleem. Daarvan kan een gedetailleerd spectrum worden gevormd waarin belangrijke emissielijnen eenvoudig te vinden zijn. Waterstof en helium bijvoorbeeld komen in vrijwel iedere ster voor.
 
Maar voor sommige zeer zwakke objecten, verre quasars bijvoorbeeld, is het lastiger omdat het licht te zwak kan zijn voor een bruikbaar spectrum. Daarvan wordt dan de zogenoemde fotometrische roodverschuiving vastgesteld. Het licht wordt door een set filters die een bepaalde golflengte doorlaten gestuurd, en m.b.v. het filter waar de piekhelderheid wordt aangetroffen de fotometrische roodverschuiving vastgesteld. Stel dat de helderheidspiek normaliter ergens rond 650 nm ligt, en bij zo'n zwakke quasar rond 1 mm, dan is dat een maat voor de roodverschuiving. Deze manier is wel onnauwkeuriger en de algoritmen daarvoor zijn onderwerp van menig wetenschappelijk paper. Hier er een van:
 

Multi-band colours are also crucial for the photometric redshift estimations of quasars. Based on the SDSS colour-z

relations, about 70% of the photometric redshifts of quasars are consistent with the spectroscopic ones