第5章放射とスペクトルRadiation and Spectra

When the source of waves moves toward you, the wavelength decreases a bit. If the waves involved are visible light, then the colors of the light change slightly. As wavelength decreases, they shift toward the blue end of the spectrum: astronomers call this a blueshift (since the end of the spectrum is really violet, the term should probably be violetshift, but blue is a more common color). When the source moves away from you and the wavelength gets longer, we call the change in colors a redshift. Because the Doppler effect was first used with visible light in astronomy, the terms “blueshift” and “redshift” became well established. Today, astronomers use these words to describe changes in the wavelengths of radio waves or X-rays as comfortably as they use them to describe changes in visible light.

波源がこちらへ動くと、波長は少し短くなる。それが可視光なら、光の色がわずかに変わる。波長が短くなるにつれて、スペクトルの青の端へずれるため、天文学者はこれを「青方偏移」と呼ぶ。実際の端は紫なので「紫方偏移」と呼ぶべきなのかもしれないが、青のほうがなじみのある色である。波源が遠ざかり、波長が長くなる場合の色の変化を、「赤方偏移」と呼ぶ。天文学でドップラー効果が最初に使われたのは可視光だったため、この二つの呼び名が定着した。現在、天文学者は、電波やX線の波長の変化についても、可視光の変化と同じように自然に、この言葉を使っている。

The greater the motion toward or away from us, the greater the Doppler shift. If the relative motion is entirely along the line of sight, the formula for the Doppler shift of light is

私たちへ近づく、または遠ざかる運動が大きいほど、ドップラー偏移は大きくなる。相対運動が完全に視線に沿っている場合、光のドップラー偏移の式は次のようになる。

where λ is the wavelength emitted by the source, Δλ is the difference between λ and the wavelength measured by the observer, c is the speed of light, and v is the relative speed of the observer and the source in the line of sight. The variable v is counted as positive if the velocity is one of recession, and negative if it is one of approach. Solving this equation for the velocity, we find v = c × Δλ/λ.

ここでλは光源が出す波長、Δλはそのλと観測者が測る波長との差、cは光速、vは観測者と光源の視線方向の相対的な速さである。vは、遠ざかる速度なら正、近づく速度なら負とする。この式を速度について解くと、v = c × Δλ/λが得られる。

If a star approaches or recedes from us, the wavelengths of light in its continuous spectrum appear shortened or lengthened, respectively, as do those of the dark lines. However, unless its speed is tens of thousands of kilometers per second, the star does not appear noticeably bluer or redder than normal. The Doppler shift is thus not easily detected in a continuous spectrum and cannot be measured accurately in such a spectrum. The wavelengths of the absorption lines can be measured accurately, however, and their Doppler shift is relatively simple to detect.

恒星がこちらへ近づくと連続スペクトルの波長は短く、遠ざかると長く見え、暗線の波長にも同じ変化が起こる。しかし速度が毎秒数万キロメートルにもならない限り、恒星は通常より目立って青くも赤くも見えない。そのため連続スペクトルではドップラー偏移は見つけにくく、正確には測れない。これに対し、吸収線の波長は正確に測れるため、そのドップラー偏移は比較的簡単に検出できる。

You may now be asking: if all the stars are moving and motion changes the wavelength of each spectral line, won’t this be a disaster for astronomers trying to figure out what elements are present in the stars? After all, it is the precise wavelength (or color) that tells astronomers which lines belong to which element. And we first measure these wavelengths in containers of gas in our laboratories, which are not moving. If every line in a star’s spectrum is now shifted by its motion to a different wavelength (color), how can we be sure which lines and which elements we are looking at in a star whose speed we do not know?

ここで、こんな疑問を持つかもしれない。もしすべての恒星が動き、その運動で各スペクトル線の波長が変わるなら、恒星の中にどの元素があるかを突き止めたい天文学者にとって、これは大変なことではないだろうか。というのも、どの線がどの元素に属するかを教えるのは、正確な波長、つまり色だからである。そして、この波長を最初に測るのは、動いていない実験室の気体の容器である。恒星の運動でスペクトルのすべての線が別の波長や色へずれるなら、速度のわからない恒星を見ているときに、どの線、どの元素を見ているかを、どうして確信できるだろうか。

Take heart. This situation sounds worse than it really is. Astronomers rarely judge the presence of an element in an astronomical object by a single line. It is the pattern of lines unique to hydrogen or calcium that enables us to determine that those elements are part of the star or galaxy we are observing. The Doppler effect does not change the pattern of lines from a given element—it only shifts the whole pattern slightly toward redder or bluer wavelengths. The shifted pattern is still quite easy to recognize. Best of all, when we do recognize a familiar element’s pattern, we get a bonus: the amount the pattern is shifted can enable us to determine the speed of the objects in our line of sight.

心配しなくてよい。状況は実際より悪く聞こえている。天文学者が、天体にある元素の存在を、たった1本の線だけで判断することはめったにない。水素やカルシウムに固有の線の並びによってこそ、その元素が、観測する恒星や銀河の一部であると判断できるのである。ドップラー効果は、一つの元素の線の並びを変えない。並び全体を、少しだけ赤い波長側や青い波長側へ移すだけである。移ったあとでも、その並びは十分簡単に見分けられる。何よりよいのは、なじみのある元素の並びを認識できれば、追加の情報まで得られることだ。並びのずれた量から、天体の視線方向の速さを求められるのである。

The training of astronomers includes much work on learning to decode light (and other electromagnetic radiation). A skillful “decoder” can learn the temperature of a star, what elements are in it, and even its speed in a direction toward us or away from us. That’s really an impressive amount of information for stars that are light-years away.

天文学者の訓練には、光やそれ以外の電磁放射を読み解く学習が、大きな部分を占める。熟練した「解読者」は、恒星の温度、含まれる元素、さらにはこちらへ近づくか遠ざかる方向の速さまで知ることができる。何光年も離れた恒星について得られる情報としては、実に驚くほどの量である。