Anjakan merah

Dalam fizik dan astronomi (terutamanya astrofizik), anjakan merah (bahasa Inggeris "Redshift") berlaku apabila sinaran elektromagnet, terutamanya cahaya yang dilihat, dipancarkan atau dipantul daripada sesuatu objek berubah kepada (kurang tenaga) hujung merah dalam spektrum elektromagnet. Secara am, anjakan merah ialah peningkatan panjang gelombang dalam spektrum elektromagnet yang diterima oleh pengesan berbanding panjang gelombar pancaran yang dikeluarkan oleh sumber. Peningkatan dalam panjang gelombang ini adalah berikutan pengurangan frekuensi sinaran elektromagnet. Sebaliknya, fenomena pengurangan panjang gelombang dipanggil anjakan biru.

Dalam fizik dan astronomi (terutamanya astrofizik), anjakan merah (bahasa Inggeris "Redshift") berlaku apabila sinaran elektromagnet, terutamanya cahaya yang dilihat, datang dari objek adalah secara perbandingan meningkat panjang gelombangnya, atau beranjak kepada hujung merah pada spektrum yang boleh dilihat. Lebih umum lagi, apabila pemerhati mengesan radiasi elektromagnetik di luar spektrum elektromagnet, "lebih merah" adalah secara ringkasan teknikal bagi "peningkatan pada panjang gelombang elektromagnet" — yang turut mencadangkan frekuensi lebih rendah dan tenaga photon menurut, sejajar, dengan teori Gelombang bagi cahaya dan teori Quantum bagi cahaya.

Anjakan merah dikatakan disebabkan oleh kesan Doppler, biasa bagi perubahan ketinggian nada siren yang kedengaran dan bunyi yang dihasilkan oleh kenderaan laju; anjakan merah yang dilihat disebabakan kesan Doppler berlaku bila sahaja sumber cahaya bergera menjauhi pemantau. Anjakan merah kosmologi dilihat disebabakan pengembangan alam, dan sumber cahaya yang cukup jauh (biasanya beberapa juta tahun cahaya) menunjukkan anjakan merah selari dengan kadar peningkatan jarak mereka dengan Bumi. Akhirnya, graviti anjakan merah adalah kesan ("general relativity") yang dilihat pada radiasi elektromagnet bergerak keluar dari medan graviti. Samajuga, pengurangan pada panjang gelombang dikenali sebagai anjakan biru dan biasanya dilihat apabila objek pemancar cahaya bergerak ke arah pemantau atau apabila radiasi elektromagnet bergerak ke medan graviti.

Sungguhpun pemantauan anjakan merah dan anjakan biru memiliki beberapa kegunaan di bumi (contoh., radar Doppler dan senapang radar), anjakan merah paling terkenal dalam pemantauan astronomi bagi objek astronomi.

Formula anjakan merah relativiti khas (dan fizik klasiknya) boleh digunakan bagi mengira anjakan merah bagi objek berhampiran apabila ruangmasa ("spacetime") adalah rata ("ruang Minkowski"). Bagaimanapun, banyak kes seperti lohong gelap dan kosmologi Letupan Besar memerlukan anjakan merah dikira menggunakan kerelatifan am. Kerelatifan khas, graviti, dan anjakan merah kosmologi  boleh difahami di bawah naungan bingkai hukum penukaran. Wujud beberapa proses fizik yang boleh mendorong kepada anjakan pada freuensi pancaran elektromagnet, termasuk penyerakan dan kesan optik fizik; bagaimanapun, hasil perubahan dibezakan dari anjakan merah sebenar dan biasanya tidak dirujuk seperti itu (lihat seksyen pada optik fizikal dan pengalihan radiatif).

Sejarah
Sejarah subjek bermula dengan perkembangan pada abad ke-19 mekanik gelombang dan penjelajahan fenomena berkaitan dengan kesan Doppler. Kesan ini dinamakan sempena Christian Doppler, yang menawarkan penjelasan fizik pertama diketahui bagi fenomena tersebut pada tahun 1842. 

Hipotesis ini diuji dan disahkan bagi gelombang bunyi oleh pakar sains Belanda, Christophorus Buys Ballot pada tahun 1845. Doppler meramalkan dengan tepat bahawa fenomena ini betul kepada kesemua gelombang, dan secara khususnya mencadangkan bahawa perbezaan warna bintang boleh disebabkan pergerakan mereka berbanding Bumi. Sungguhpun atribusi ini ternyata silap (warna bintang merupakan petunjuk utama kepada suhu warna bintang, bukannya pergerakan), Doppler kemudiannya akan ditebus oleh perbezaan pemantauan anjakan merah.

Anjakan merah Doppler pertama digambarkan pada tahun 1848 oleh pakar fizik Perancis Hippolyte Fizeau, yang menunjukkan anjakan pada garis spektra dilihat pada bintang sebagai disebabkan kesan Doppler. Kesan ini kadangkala dikenali sebagai "kesan Doppler–Fizeau". Pada tahun 1868, pakar kaji bintang British, William Huggins adalah yang pertama menentukan pecutan bintang bergerak dari Bumi menggunakan kaedah ini.

  Pada tahun 1871, anjakan merah optik disahkan apabila fenomena dipantau di garis Fraunhofer menggunakan putaran suria, sekitar 0.1 Å berada dalam merah. 

Pada tahun 1887, Vogel dan Scheiner menjumpai kesan Doppler tahunan, perubahan tahunan pada anjakan Doppler bagi bintang yang terletak berhampiran ekliptik disebabkan pecutan orbit Bumi.  Pada tahun 1901, Aristarkh Belopolsky mengesahkan anjakan merah optik dalam makmal menggunakan sistem cermin berputar.

Kemunculan terawal istilah "anjakan merah" (red-shift) dalam cetakan (dalam bentuk sengkang ini), muncul oleh bakal pakar astronomi Amerika Walter S. Adams pada tahun 1908, di mana dia menyebut "Dua kaedah menyiasat asal anjakan-merah nebular". Perkataan itu kekal sengkang sehingga sekitar tahun 1934 oleh Willem de Sitter, kemungkinannya menunjukkan sehingga tempoh itu perkataan Jerman yang sama, Rotverschiebung, lebih biasa digunakan.

Bermula dengan pemantauan pada tahun 1912, Vesto Slipher menjumpai bahawa kebanyakan nebula berputar ("spiral nebula") memiliki anjakan merah agak besar. Slipher pertama kali melaporkan ukurannya dalam jilid sulung Lowell Observatory Bulletin. Three years later, he wrote a review in the journal Popular Astronomy. Dalamnya dia menyatakan, "Jumpaan awal bahawa putaran agung Andromeda memiliki pecutan yang agak berlainansekitar - 300 km(/s) menunjukkan bahawa purata apabila ada, mampu menyiasat bukan hanya spektra pusaran tetapi pecutan mereka juga." Slipher melaporkan pecutan bagi 15 nebula berputar merentasi keseluruhan sfera cakerawala, kesemua kecuali tiga memiliki "positif" yang bo;eh dilihat (ia itu pengunduran) pecutan. Selepas itu, Edwin Hubble menjumpai kaitan anggaran antara anjakan merah dan "nebula" sebegitu (kini dikenali sebagai galaksi secara dirinya sendiri) dan jarak kepada mereka dengan formulasi eponim Hukum Hubblenya.<ref>
{{cite journal
 |doi=10.1073/pnas.15.3.168
 |author=Hubble, Edwin
 |year=1929
 |bibcode=1929PNAS...15..168H
 |title=A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae
 |url=http://www.pnas.org/cgi/reprint/15/3/168
 |journal=Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America |volume=15 |issue=3 |pages=168–173
|pmid=16577160
|pmc=522427
}}</ref> Pemantauan ini menyokong kerja Alexander Friedman 1922, dari mana dia menghasilkan persamaan Friedmann yang terkenal. They are today considered strong evidence for an expanding universe and the Big Bang theory.

Ukuran, ciri dan tafsiran
Spektrum cahaya boleh dilihat yang berpunca dari satu sumber (lihat gambaran spektrum ideal atas kanan) boleh diukur. Untuk memastikan anjakan merah, seseorang mencari ciri pada spektrum seperti garis spektrum, garis serapan, garis pancaran, atau sebarang variasi lain pada kecerahan cahaya. Jika dijumpai, ciri-ciri ini boleh dibandingkan dengan ciri yang diketahui pada spektrum pelbagai sebatian kimia yang dijumpai dalam uji kaji di mana sebatian tersebut didapati di bumi. Unsur kimia paling biasa di angkasa adalah hidrogen. Spektrum yang berasal dari cahaya tanpa gambaran menyinar melalui hidrogen akan menunjukkan spektrum hidrogen khusus kepada hidrogen yang memiliki ciri khas pada ulangan berkala. Jika dihadkan kepada garis serapan ia kan kelihatan serupa dengan gambaran (atas kanan). Jika pola ulangan yang sama dilihat pada spektrum yang dipantau dari sumber jauh tetapi berlaku pada anjakan panjang gelombang, ia boleh dikenal pasti juga sebagai hidrogen. Jika garis spektrum yang serupa dikenal pasti pada kedua-dua spektra tetapi pada panjang gelombang berbeza dengan itu ajakan merah boleh dikira menggunakan jadual di bawah. Menentukan anjakan merah sesuatu objek melalui cara ini memerlukan julat frekuensi-atau panjang gelombang. Untuk mengira anjakan merah seseorang perlu tahu panjang gelombang cahaya yang dipancarkan pada baki bingkai sumber tersebut, dalam kata lain, panjang gelombang yang akan diukur pemantau terletak bersebelahan dengan dan sama bergerak dengan sumber. Oleh kerana astronomi secara pratikal ukuran ini tidak dapat dilakukan secara langsung, kerana ini akan memerlukan mengembara ke bintang jauh yang diminati, kaedah menggunakan garis spektra digambarkan di sini digunakan sebaliknya. Anjakan merah tidak boleh dikira dengan melihat ciri-ciri tidak dikenal pasti yang frekuensi bingkai-baki tidak diketahui, atau dengan spektrum yang tanpa ciri jelas atau bunyi putih ("white noise") (herotan rawak dalam spektrum).

Anjakan merah (dan anjakan biru) boleh dicirikan oleh perbezaan bandingan antara pemantau dan panjang gelombang dipancarkan (atau frekuensi) sesuatu objek. Dalam astronomi, adalah satu adat merujuk perubahan ini menggunakan kuantiti tanpa dimensi dikenali sebagai z. Juka λ mewakili panjang gelombang dan f mewakili frekuensi (nota, λf = c di mana  c merupakan kepantasan cahaya), dengan itu z ditakrifkan oleh persamaan:

Selepas z diukur, perbezaan antara anjakan merah dan anjakan biru adalah perkara mudah iaitu samaada z adalah positif atau negetif. Lihat seksyen formula di bawah bagi penafsiran asas yang menurut selepas ajnakan merah atau anjakan biru dipantau. Sebagai contoh, kesan Doppler anjakan biru  (z < 0) dikaitkan dengan objek mendekati (bergerak semakin hampir) dengan pemantau dengan anjakan cahaya kepada tenaga lebih besar. Samajuga, kesan Doppler anjakan merah  (z > 0) dikaitkan dengan objek menjauhi (bergerak semakin jauh) dari pemantau dengan cahaya beranjak kepada tenaga lebih rendah. Samajuga, anjakan biru graviti dikaitkan dengan pancaran cahaya dari sumber berada dalam medan graviti lebih lemah dipantau dalam medan graviti lebih kuat, sementara anjakan merah graviti membayangkan keadaan sebaliknya.

Formula anjakan merah
Dalam kerelatifan seseorang mampu menghasilkan beberapa formula kes khusus penting bagi ajnakan merah pada geometri ruangmasa khas tertentu, sebagaimana diringkaskan dalam jadual berikut. Dalam kesemua kes magnitud anjakan (nilai z) adalah bebas dari panjang gelombang.

Rujukan
Nota

Rencana
Odenwald, S. & Fienberg, RT. 1993; "Galaxy Redshifts Reconsidered" in Sky & Telescope Feb. 2003; pp31–35 (This article is useful further reading in distinguishing between the 3 types of redshift and their causes.)
Lineweaver, Charles H. and Tamara M. Davis, "Misconceptions about the Big Bang", Scientific American'', March 2005. (This article is useful for explaining the cosmological redshift mechanism as well as clearing up misconceptions regarding the physics of the expansion of space.)

Rujukan Buku
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 See also physical cosmology textbooks for applications of the cosmological and gravitational redshifts.

Pautan luar  

Ned Wright's Cosmology tutorial
Article on redshift from SPACE.com
Cosmic reference guide entry on redshift 
Mike Luciuk's Astronomical Redshift tutorial 
Animated GIF of Cosmological Redshift by Wayne Hu

Spektroskopi
Astrofizik
Fizik kosmologi