Doppleri efekt: erinevus redaktsioonide vahel
Eemaldatud sisu Lisatud sisu
PResümee puudub |
Resümee puudub |
||
10. rida:
== Üldine valem ==
▲Klassikalise füüsika seisukohalt, kui allika ja vastuvõtja kiirused on keskkonnast madalamad, kui [[laine]] [[kiirus]] keskkonnas, siis suhe vaadeldava [[sagedus]]e <math>\mathbf{f}</math> ja kiiratud sageduse <math>\mathbf{f_0}</math> vahel on esitatav kui<ref name="RG" />
: <math>f=\left({\frac {c+v_{\text{r}}}{c+v_{\text{s}}}}\right)f_{0}\ </math>,
kus
:<math>v_r</math> – vastuvõtja kiirus keskkonna suhtes; positiivne, kui vastuvõtja liigub allika suunas, ning negatiivne, kui
:<math>v_s</math> – allika kiirus keskkonna suhtes; positiivne, kui allikas liigub eemale vastuvõtjast ning negatiivne, kui teises suunas.▼
Valem kehtib eeldusel, et allikas liigub sirgjooneliselt otse vaatleja suunas. Sagedus väheneb, kui kumbki (allikas või vastuvõtja) liigub
▲kus c on lainete levimise kiirus keskkonnas;
▲<math>v_r</math> – vastuvõtja kiirus keskkonna suhtes; positiivne, kui vastuvõtja liigub allika suunas ning negatiivne, kui teises suunas.
▲<math>v_s</math> – allika kiirus keskkonna suhtes; positiivne, kui allikas liigub eemale vastuvõtjast ning negatiivne, kui teises suunas.
▲Sagedus väheneb, kui kumbki (allikas või vastuvõtja) liigub eemale teisest.
Kui kiirused <math>v_s</math> ja <math>v_r</math> on väikesed võrreldes laine enda kiirusega, siis suhe vaadeldava sageduse <math>f</math> ja kiiratus sageduse <math>f_0</math> vahel on umbes:▼
▲Kui kiirused <math>v_s</math> ja <math>v_r</math> on väikesed võrreldes laine enda kiirusega, siis
: <math>f = \bigg( 1 + \frac{\Delta v}{c} \bigg) f_0</math>
ja sageduse muutus
: <math>\Delta f = \frac{\Delta v}{c} f_0</math>
▲kus <math>\Delta f = f - f_0</math> ning <math>\Delta v = v_r - v_s</math>.
== Akustiline Doppleri efekt ==
46. rida ⟶ 40. rida:
: <math>f_\mathrm{v}=1000 \frac{340}{340 - 25}=1079\;\mathrm {Hz}</math>.
Füüsikaliselt võib tooni kõrgenemist vaadeldud näite andmeil
: <math> \lambda_\mathrm{S} = 340\;\mathrm{\frac{m}{s}} \cdot \frac{1}{1000}\;\mathrm{s} = 0{,}34 \; \mathrm{m}</math>.
Nii on see seisva sõiduki korral. Kui sõiduk liigub vastuvõtja poole kiirusega <math>v_\mathrm{a}</math> = 25 m/s, siis laineharjade vahe lüheneb ja vastuvõtjani jõuavad lained pikkusega
86. rida ⟶ 80. rida:
[[File:Redshift of spectral lines in the optical spectrum of a supercluster of distant galaxies (right), as compared to that of the Sun (left).png|thumb|Optilise spektri spektrijoonte punanihe kaugete galaktikate superparvede (parempoolne), võrreldes Päikesega (vasakpoolne) <ref>https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Redshift.png</ref> ]]
Astronoomias
Punanihet kasutatakse ka kosmose paisumise uurimisel kuigi see pole otseselt Doppleri efekt.<ref>Harrison, Edward Robert (2000). Cosmology: The Science of the Universe (2nd ed.). Cambridge University Press. pp. 306ff. ISBN 0-521-66148-X.</ref>
92. rida ⟶ 86. rida:
Kosmose paisumisel tekkivat punanihet on tihti kutsutud kosmoloogiliseks punanihkeks. Seda saab tuletada [[üldrelatiivsusteooria]] formalismi [[Robertsoni-Walkeri meetrika]]st. Astronoomias Doppleri efekt sõltub meie teadmistest tähtede mittehomogeense spektri kohta. Tekivad [[neeldumisjoon]]ed hästi defineeritud sagedustel, mis korreleeruvad energiaga, mida on vaja, et ergastada [[elektron]]e mitmetes elementides ühelt elektronkihilt teisele. Doppleri efekt on ära tuntav, kuna neeldumisjooned pole alati nendel sagedustel, mida annaks välja [[statsionaarne valgusallikas]].
Kuna sinine valgus omab kõrgemat sagedust kui punane valgus, siis läheneva astronoomilise valgusallika spektrijooned
Lähimate tähtedega suurimad radiaalkiirused [[Päike]]se suhtes on +308 km/s (BD-<math>15^{\circ}</math> 4041, mida teatakse ka LHS 52 nime all) ning –260 km/s (Woolley 9722, mida teatakse ka Wolf 1106 ja LHS 64). Positiivne radiaalkiirus tähendab, et täht liigub Päikesest eemale, negatiivne seevastu, et täht läheneb Päikesele.
|