[C.J. Doppler], o., het verschijnsel dat het trillingsgetal van de door een bron uitgezonden trillingen (o.a. licht en geluid) schijnt te veranderen, als die bron zich ten opzichte van de waarnemer verplaatst.
NATUURKUNDE
Stel dat er een trillingsbron is die naar alle richtingen trillingen uitzendt, die door een waarnemer worden gehoord. Als de bron en de waarnemer stil staan ten opzichte van elkaar, ontvangt de waarnemer per seconde evenveel trillingen als uitgezonden werden. Als de bron en de waarnemer elkaar naderen, komen een aantal later uitgezonden trillingen gelijktijdig met een aantal al eerder uitgezonden trillingen bij de waarnemer aan, hij ontvangt dus per seconde meer trillingen dan de bron werkelijk uitzendt. De waargenomen verhoging van de frequentie is afhankelijk van de snelheid van de bron en de waarnemer ten opzichte van elkaar, relatief genomen met betrekking tot
de voortplantingssnelheid van de trillingen. Als de bron en de waarnemer zich van elkaar verwijderen, treedt er een daling van de frequentie op.
Het dopplereffect kan bij geluidsgolven goed waargenomen worden, omdat de geluidssnelheid in lucht betrekkelijk klein is, ca. 340 m/s, waardoor al bij lage naderingssnelheden een tamelijk groot frequentieverschil optreedt; b.v. het fluiten van een trein bij het passeren van een overweg: de waargenomen toonhoogte verloopt van hoog naar laag.
Ook bij licht is het dopplereffect belangrijk, alleen zijn de verschijnselen veel subtieler, omdat de lichtsnelheid meestal zeer veel groter is dan de naderingssnelheid. Bij licht betekent verschillend trillingsgetal: verschillende kleur; zo hebben de kleuren rood, oranje, geel, groen, blauw, indigo en violet in deze volgorde een toenemend trillingsgetal. Bij nadering van lichtbron en waarnemer verschuift de kleur iets naar de kant van het violet, bij verwijdering naar het rood, maar deze kleurveranderingen zijn zó gering, dat ze als zodanig niet te constateren zijn. En zelfs als ze veel groter waren, dan nog zou men geen kleurverandering opmerken bij lichtbronnen, die licht uit verschillende delen van het spectrum uitzenden, immers elke kleur wordt vervangen door een kleur die ernaast ligt, bij de stilstaande bron, zodat men uiteindelijk weer dezelfde kleuren zou zien als zonder de beweging.
Als de lichtbron nu echter een lijnenspectrum uitzendt, dan constateert men bij nadering een verschuiving van die lijnen naar de kant van het violet, bij verwijdering naar de kant van het rood. Deze verschuivingen zijn klein, maar kunnen nauwkeurig gemeten worden. In gloeiende gassen bewegen de deeltjes die licht uitzenden zich met grote snelheden, wat een verbreding van de uitgezonden spectraallijnen door het dopplereffect tot gevolg heeft, zgn. dopplerverbreding. Aangezien de snelheden zowel naar de waarnemer toe als van deze af zijn gericht, is de verbreding symmetrisch ten opzichte van de werkelijke plaats van de lijn. Bij de zich met grote snelheid (104—106 m/s) voortbewegende en tegelijk licht uitstralende kanaalstralen ontdekte J. Stark in 1905 een dopplereffect, waarvan de grootte in overeenstemming bleek te zijn met de op andere wijze bepaalde snelheid van deze stralen. Behalve de verschoven spectraallijn werd ook op de juiste plaats van deze lijn in het spectrum licht waargenomen, waaruit bleek dat het lichtuitzenden gedeeltelijk ook door stilstaande deeltjes plaatsvond.
Het dopplereffect is lange tijd een belangrijk argument geweest voor de theorie die het licht als een golfbeweging aanziet, omdat die een zo eenvoudige verklaring van het dopplereffect kon geven. Het verschijnsel kan echter ook met de theorie van de lichtquanten verklaard worden.
STERRENKUNDE
In de astronomie wordt veel gebruik gemaakt van het dopplereffect, omdat daar voldoende hoge snelheden voorkomen om goed meetbare veranderingen van de golflengte te geven. Men fotografeert het spectrum van het hemellichaam tussen twee vergelijkingsspectra van een aardse lichtbron (afb.). Vindt men nu kleine verplaatsingen van de spectraallijnen, dan onderzoekt men of het dopplereffect de oorzaak kan zijn; hiertoe moeten de lijnverplaatsingen voor alle lijnen evenredig zijn met hun golflengte.
De voornaamste astronomische toepassingen zijn:
1. Bepaling van de rotatiesnelheid van de zon en van sommige planeten, m.n. Venus, Jupiter en Saturnus. De oostrand van de bol (of van de ringen van Saturnus) komt naar ons toe, de westrand verwijdert zich van ons.
2. Bepaling van de radiële snelheid (snelheid in de gezichtslijn) van sterren. Deze radiële snelheid is al op zichzelf beschouwd een belangrijke grootheid, daar zij inzicht geeft in de werkelijke snelheden der sterren. Maar bovendien is er de apex van de zonsbeweging uit af te leiden en de snelheid (20 km/s), waarmee het zonnestelsel zich ten opzichte van de sterren beweegt. Verder spiegelt zich in de gedurende de loop van een jaar waargenomen radiële snelheid de baanbeweging der aarde af, waaruit weer de zonsparallax is af te leiden. Uit het geheel der radiële bewegingen van de sterren van het melkwegstelsel kan men besluiten, dat dit gehele stelsel in rotatie is. Tenslotte zijn er tal van sterren bekend geworden, waarvan de spectraallijnen heen en weer schommelen, hetgeen wijst op een baanbeweging om een naburige begeleider; dit zijn dus spectroscopische dubbelsterren, die men met de kijker meestal niet in hun componenten zal kunnen splitsen.
3. Spectrogrammen van het zonsoppervlak tonen een onregelmatige golving van de spectraallijnen, veroorzaakt door opstijgende en dalende bewegingen van gassen in de bovenlagen van de zon.
4. Als een ster snel uitzet (novae, cepheïden), ziet men de spectraallijnen naar violet verschoven, doordat de dampkring van de ster, als geheel beschouwd, naar ons toe beweegt (afb.). Bij sneldraaiende sterren, waarvan dus bepaalde delen op ons toekomen, andere zich van ons verwijderen, zijn de spectraallijnen symmetrisch verbreed om de normale stand.
5. Bij sommige sterren die met een lichtgevende schaal omgeven zijn (b.v. planetaire nevels), ziet men de spectraallijnen meestal dubbel: dit wijst op een snelle uitzetting van de lichtgevende schil. De violette component is afkomstig van het voorste gedeelte, de rode component van het achterste gedeelte van de (zeer doorzichtige) bolschil. Bij lichtgevende gasnevels, die hier en daar tussen de sterren voorkomen, ziet men de spectraallijnen meestal een weinig verbreed of verdubbeld, daar men in een zelfde gezichtsrichting zowel naderende als zich verwijderende gasmassa’s waarneemt.
6. Ook de scherpe donkere absorptielijnen die in spectra van sommige ver verwijderde sterren veroorzaakt worden door niet-lichtende gaswolken tussen de ster en de aarde, zijn vaak verplaatst en kunnen meervoudig zijn (dit wijst op de aanwezigheid van verschillende wolken, elk met een andere bewegingsrichting). Een gedeelte van de breedte van de spectraallijnen van de sterren is toe te schrijven aan de warmtebeweging van de moleculen, die willekeurig gericht is, waardoor een verbreding van de spectraallijnen optreedt. In sommige sterren, vooral in reuzensterren, zijn er in de atmosfeer ook nog onregelmatige wervelingen en turbulenties, die ook een lijnverbreding veroorzaken.
7. In sommige blauwe superreuzen komt men door de dopplerverschuiving van de spectraallijnen tot het besluit dat de buitenlagen van deze sterren naar buiten toe bewegen; deze sterren ondergaan een sterk massaverlies. Dit is van groot belang voor de sterevolutie. Voor de Of-sterren ontstaan door emissielijnen (opgewekt in de binnenste lagen) en absorptieprofielen (gevormd in de expanderende buitenlagen, waardoor de spectraallijnen naar het violet verschoven zijn) de zogenaamde P-Cygni-profielen .
8. Bijzonder belangwekkend is de roodverschuiving van de spectraallijnen van de extragalactische nevels, die men meestal als een dopplereffect uitlegt, dat de uitdijing van het heelal verraadt.
9. Het relativistische dopplereffect treedt op bij sterren die zo’n grote massa hebben dat de frequentie van het uitgezonden licht verandert door de wisselwerking tussen de uitgezonden fotonen en de ster; het uitgezonden licht wordt als het ware geremd. Deze relativistische roodverschuiving is door nauwkeurige metingen bij de zon waargenomen en kan bij sommige sterren een middel zijn om hun massa te bepalen.
