Jeśli światło świecącego obiektu rozszczepimy przy pomocy pryzmatu, otrzymamy widmo zawierające w pewnych długościach fal charakterystyczne maksima lub minima jasności, które można wykorzystywać do identyfikacji świecącego materiału. Te maksima i minima, znane są jako linie widmowe. Widma promieniujących obiektów są różne, a ich cechy charakterystyczne zależą od materiału z którego zbudowany jest promieniujący obiekt.
Pojęcie "przesunięcie ku czerwieni" zostało na stałe związane z obserwowaną zmianą położenia linii widmowych w widmach elektromagnetycznych odległych obiektów astronomicznych. Zmiana położenia polega na proporcjonalnym przesunięciu całego widma w kierunku fal dłuższych, co dla fal światła oznacza przesunięcie w kierunku czerwonej części widma.
Liczbowo przesunięcie ku czerwieni wynosi:
Przesunięcie ku czerwieni interpretowane jest jako efekt Dopplera dla fal, których źródłem są oddalające
się od nas odległe galaktyki.
Zjawisko to odkrył amerykański wybitny
astromom Edwin Powell Hubble i odkrycie to zapoczątkowało ciąg wydarzeń, których
skutkiem jest Hipoteza Wielkiego Wybuchu.
Obecnie najdalsze (i zarazem najstarsze) zaobserwowane galaktyki i kwazary mają przesunięcia ku czerwieni z > 5. Za najstarszy obserwowany obiekt we Wszechświecie można uznać reliktowe promieniowanie tła, które w chwili termodynamicznego oderwania się od materii miało temperaturę kilku tysięcy Kelvinów obecnie zaś ma T=2.75 K. Odpowiadające tej zmianie temperatury przesunięcie ku czerwieni termicznego widma tego promieniowania daje wartość ‘z’ rzędu 103.
PRAWO HUBBLE'A.
W roku 1929 Edwin Hubble badając skrupulatnie widma galaktyk o znanych już wówczas odległościach (wyznaczonych różnymi metodami) stwierdził istnienie liniowej korelacji pomiędzy przesunięciem ku czerwieni linii widmowych a odległością do galaktyki. Interpretując to przesunięcie widma jako efekt Dopplera wysunął hipotezę, że Wszechświat jako całość ekspanduje i wszystkie odległości w nim rosną z czasem, a prędkość wzajemnego oddalania się, spełnia zależność:
(1)
gdzie:
d - odległość do galaktyki
H - współczynnik proporcjonalności nazwany później stałą Hubble’a.
Określenie "stała" nie jest w ogólności trafne, gdyż wielkość ta zmienia się w kosmologicznej skali czasu. Lepiej jest więc używać nazwy - parametr Hubble'a, zaś dla wartości tego parametru w obecnym czasie to wprowadzono oznaczenie Ho i dla niego termin "stała" jest już w pełni adekwatny. Wielokrotnie weryfikowano obserwacyjnie wartość stałej Hubble'a Ho i pomiary te wciąż są powtarzane. Na ich podstawie przyjmuje się obecnie wartość 65 km/s/Mpc. Oznacza to, że z każdym megaparsekiem odległości prędkość oddalania się obiektu od dowolnie wybranego punktu początkowego narasta o ok. 65 km/s. Ponieważ występujące w jednostkach stałej Hubble'a kilometry oraz megaparseki można wyrazić w metrach więc, po uproszczeniu przez metry, podstawową jednostką dla wielkości H jest [s-1] czyli odwrotność czasu. Czas ten, czyli (Ho)-1 jest co do rzędu wielkości porównywalny z wiekiem Wszechświata.
Parsek, ps, pc, jest jednostką odległości stosowaną w astronomii, 1 ps = 3,262 roku świetlnego.
Problem odległości przy dużych wartościach ‘z’.
Prawo Hubble’a w klasycznej formie (1) może służyć do wyznaczania odległości do galaktyk i kwazarów. Przy niezbyt dużych wartościach przesunięcia ku czerwieni dla 'z' mniejszego od 1 dobrym przybliżeniem jest stosowanie wartości Ho . Jednak, jak to już stwierdziliśmy, parametr Hubble’a zmienia się w czasie. Nie możemy więc używać wartości Ho dla bardzo odległych obiektów (rzędu miliardów lat świetlnych), gdyż przed miliardami lat wartość parametru Hubble’a była istotnie różna od dzisiejszej. Jednocześnie, w chwili emisji obserwowanego dziś światła takiej galaktyki była ona znacznie bliżej nas niż jest w tej chwili, gdyż wszystkie odległości we Wszechświecie były wówczas mniejsze. Światło biegło od galaktyki do nas a w tym czasie Wszechświat rozszerzał się i to ze zmienną w czasie prędkością. Powstaje więc problem - co w tym kontekście znaczy “odległość do galaktyki” wyznaczana z prawa Hubble’a. Czy chodzi o odległość w chwili emisji widocznego dziś światła tej galaktyki czy też o odległość do niej w chwili obecnej. Zagadnienie to zostało rozwiązane w latach 50-tych przez Mattiga. Przytoczymy tu końcowy rezultat tego rozwiązania. Obecna odległość do galaktyki do, z obserwowaną wartością poczerwienienia - z wyraża się:
gdzie:
czyli stosunek średniej gęstości materii we Wszechświecie do tzw. gęstości krytycznej charakteryzującej Wszechświat o geometrii euklidesowej.
