Lexikon

Rotverschiebung
Die Verschiebung von Spektrallinien zu längeren Wellenlängen hin, also zum roten Ende des Spektrums. Sie erfolgt in der Regel aufgrund der zunehmenden Entfernung eines Objekts vom Beobachter (positive Radialgeschwindigkeit) und ist eine Folge des Doppler-Effekts. Entfernt sich ein Himmelskörper von uns, so sind seine Spektrallinien nach dem roten Ende verschoben, da die empfangene Wellenlänge größer ist als die ausgesendete. Bei Annäherung an die Erde sind die Linien zum Blauen hin verschoben, die empfangene Wellenlänge ist kürzer.

Nach der Allgemeinen Relativitätstheorie Albert Einsteins (1879-1955) tritt auch in starken Gravitationsfeldern eine Rotverschiebung aufgrund der Energieabnahme der Lichtteilchen ein. In diesem Fall spricht man von einer gravitativen Rotverschiebung. Sie macht sich vor allem bei sehr kleinen, kompakten Sternen wie Weißen Zwergen und Neutronensternen bemerkbar.

Am häufigsten wird die Bezeichnung aber auf die in den Spektren der Galaxien festzustellende Rotverschiebung angewandt, die eine Folge der Expansion des Weltalls ist. Der Astronom Edwin P. Hubble konnte 1929 nachweisen, dass die Rotverschiebung einer Galaxie proportional zu ihrer Entfernung von der Erde ist. Unter Verwendung dieser Beziehung können die Astronomen den Abstand einer weit entfernten Galaxie aus der Messung ihrer Rotverschiebung ableiten.

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