Desvio para o vermelho

Na física, um desvio para o vermelho é um aumento no comprimento de onda e uma diminuição correspondente na frequência e na energia do fóton da radiação eletromagnética (como a luz). A mudança oposta, uma diminuição no comprimento de onda e um aumento simultâneo na frequência e na energia, é conhecida como desvio para o vermelho negativo ou desvio para o azul. Os termos derivam das cores vermelho e azul que formam os extremos do espectro de luz visível. As principais causas do redshift eletromagnético na astronomia e na cosmologia são os movimentos relativos das fontes de radiação, que dão origem ao efeito Doppler relativístico) e os potenciais gravitacionais, que desviam gravitacionalmente para o vermelho a radiação que escapa. Todas as fontes de luz suficientemente distantes mostram um desvio para o vermelho cosmológico correspondente a velocidades de recessão proporcionais às suas distâncias da Terra, um facto conhecido como lei de Hubble, que implica que o Universo está a expandir-se.

Todos os redshifts podem ser entendidos sob a égide das leis de transformação de referenciais. As ondas gravitacionais, que também viajam à velocidade da luz, estão sujeitas aos mesmos fenómenos de desvio para o vermelho. O valor de um redshift é frequentemente indicado pela letra z, correspondendo à mudança fracionária no comprimento de onda (positivo para redshifts, negativo para blueshifts), e pela proporção de comprimento de onda 1 + z (que é maior que 1 para redshifts e menor que 1 para blueshifts).

Exemplos de forte desvio para o vermelho são os raios gama percebidos como raios X ou a luz inicialmente visível percebida como ondas de rádio. Desvios para o vermelho mais sutis são vistos nas observações espectroscópicas de objetos astronômicos e são usados em tecnologias terrestres, como radar Doppler e armas de radar.

Existem outros processos físicos que podem levar a uma mudança na frequência da radiação eletromagnética, incluindo espalhamento e efeitos ópticos; no entanto, as alterações resultantes são distinguíveis do redshift (astronómico) e geralmente não são referidas como tal (ver secção sobre óptica física e transferência radiativa).

Histórico

A história do assunto começou com o desenvolvimento, no século XIX, da mecânica ondulatória clássica e a exploração de fenômenos associados ao efeito Doppler. O efeito recebeu o nome de Christian Doppler, que ofereceu a primeira explicação física conhecida para o fenômeno em 1842. A hipótese foi testada e confirmada para ondas sonoras pelo cientista holandês Christophorus Buys Ballot em 1845. Doppler previu corretamente que o fenômeno deveria se aplicar a todos ondas e, em particular, sugeriu que as cores variadas das estrelas poderiam ser atribuídas ao seu movimento em relação à Terra. Antes que isso fosse verificado, entretanto, descobriu-se que as cores estelares se deviam principalmente à temperatura da estrela, e não ao movimento. Só mais tarde o Doppler foi justificado por observações verificadas do desvio para o vermelho.

O primeiro desvio para o vermelho Doppler foi descrito pelo físico francês Hippolyte Fizeau em 1848, que apontou para a mudança nas linhas espectrais vistas nas estrelas como sendo devida ao efeito Doppler. O efeito às vezes é chamado de “efeito Doppler-Fizeau”. Em 1868, o astrônomo britânico William Huggins foi o primeiro a determinar a velocidade de uma estrela que se afastava da Terra por este método. Em 1871, o desvio para o vermelho óptico foi confirmado quando o fenômeno foi observado nas linhas de Fraunhofer usando a rotação solar, cerca de 0,1 Å no vermelho. Em 1887, Vogel e Scheiner descobriram o efeito Doppler anual, a mudança anual no deslocamento Doppler de estrelas localizadas perto da eclíptica devido à velocidade orbital da Terra. Em 1901, Aristarkh Belopolsky verificou o desvio para o vermelho óptico em laboratório usando um sistema de espelhos rotativos.

Arthur Eddington usou o termo desvio para o vermelho já em 1923. A palavra não aparece sem hifenização até cerca de 1934 por Willem de Sitter.

Começando com observações em 1912, Vesto Slipher descobriu que a maioria das galáxias espirais, então pensadas principalmente como nebulosas espirais, tinham desvios para o vermelho consideráveis. Slipher relata pela primeira vez suas medições no volume inaugural do Boletim do Observatório Lowell. Três anos depois, ele escreveu uma resenha na revista Popular Astronomy. Nele ele afirma que “a descoberta inicial de que a grande espiral de Andrômeda tinha a velocidade bastante excepcional de –300 km(/s) mostrou os meios então disponíveis, capazes de investigar não apenas os espectros das espirais, mas suas velocidades como bem. Slipher relatou as velocidades de 15 nebulosas espirais espalhadas por toda a esfera celeste, todas, exceto três, tendo observáveis valores "positivos" velocidades (que são recessivas). Posteriormente, Edwin Hubble descobriu uma relação aproximada entre os desvios para o vermelho de tais "nebulosas" e as distâncias até eles com a formulação de sua lei de Hubble de mesmo nome. Milton Humason trabalhou nessas observações com o Hubble. Essas observações corroboraram o trabalho de Alexander Friedmann de 1922, no qual ele derivou as equações de Friedmann-Lemaître. Atualmente são considerados fortes evidências de um universo em expansão e da teoria do Big Bang.

Medição, caracterização e interpretação

O espectro de luz que vem de uma fonte (veja a ilustração do espectro idealizado no canto superior direito) pode ser medido. Para determinar o redshift, procura-se características no espectro, como linhas de absorção, linhas de emissão ou outras variações na intensidade da luz. Se encontradas, essas características podem ser comparadas com características conhecidas no espectro de vários compostos químicos encontrados em experimentos onde esse composto está localizado na Terra. Um elemento atômico muito comum no espaço é o hidrogênio. O espectro de luz originalmente sem características refletidas através do hidrogênio mostrará um espectro característico específico do hidrogênio que possui características em intervalos regulares. Se restrito às linhas de absorção, seria semelhante à ilustração (canto superior direito). Se o mesmo padrão de intervalos for visto num espectro observado de uma fonte distante, mas ocorrendo em comprimentos de onda deslocados, ele também poderá ser identificado como hidrogênio. Se a mesma linha espectral for identificada em ambos os espectros - mas em comprimentos de onda diferentes - então o desvio para o vermelho pode ser calculado usando a tabela abaixo.

Determinar o desvio para o vermelho de um objeto dessa forma requer uma faixa de frequência ou comprimento de onda. Para calcular o desvio para o vermelho, é necessário conhecer o comprimento de onda da luz emitida no referencial de repouso da fonte: em outras palavras, o comprimento de onda que seria medido por um observador localizado adjacente e em movimento com a fonte. Como em aplicações astronômicas esta medição não pode ser feita diretamente, porque isso exigiria uma viagem até a estrela distante de interesse, o método que utiliza linhas espectrais descrito aqui é usado. Os redshifts não podem ser calculados observando-se características não identificadas cuja frequência de quadro de repouso é desconhecida, ou com um espectro sem características ou ruído branco (flutuações aleatórias em um espectro).

O redshift (e o blueshift) pode ser caracterizado pela diferença relativa entre os comprimentos de onda (ou frequência) observados e emitidos de um objeto. Na astronomia, é comum referir-se a esta mudança usando uma quantidade adimensional chamada z. Se λ representa comprimento de onda e f representa frequência (observe, λf = c onde c está a velocidade da luz), então z é definido pelas equações:

Cálculo de redshift, zangão.Não.

Baseado no comprimento de onda	Baseado na frequência
zangão.= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =λ λ ob)Sv- Sim. - Sim. λ λ emEu...)λ λ emEu...)[displaystyle z={frac {lambda] _{mathrm {obsv} }-lambda _{mathrm {emit} }{lambda? Sim.	zangão.= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =femEu...)- Sim. - Sim. fob)Svfob)Sv{displaystyle z={frac {f_{mathrm Não. }-f_{mathrm }}{f_{mathrm {obsv} }}}}
1+zangão.= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =λ λ ob)Svλ λ emEu...)Não. 1+z={frac {lambda} _{mathrm {obsv} }}{lambda _{mathrm {emit} Sim.	1+zangão.= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =femEu...)fob)SvNão. 1+z={frac (f_{mathrm) }}{f_{mathrm {obsv} }}}}

Depois que z é medido, a distinção entre redshift e blueshift é simplesmente uma questão de saber se z é positivo ou negativo. Por exemplo, os blueshifts do efeito Doppler (z < 0) estão associados a objetos que se aproximam (se aproximam) do observador com a luz mudando para energias maiores. Por outro lado, os redshifts do efeito Doppler (z > 0) estão associados a objetos que se afastam (se afastam) do observador com a luz mudando para energias mais baixas. Da mesma forma, os desvios para o azul gravitacionais estão associados à luz emitida por uma fonte que reside dentro de um campo gravitacional mais fraco, conforme observado dentro de um campo gravitacional mais forte, enquanto o desvio para o vermelho gravitacional implica as condições opostas.

Redshift formula

Na relatividade geral, podem-se derivar várias fórmulas importantes de casos especiais para o desvio para o vermelho em certas geometrias especiais do espaço-tempo, conforme resumido na tabela a seguir. Em todos os casos, a magnitude da mudança (o valor de z) é independente do comprimento de onda.

Efeito Doppler

Se uma fonte de luz está se afastando de um observador, ocorre o desvio para o vermelho (z > 0); se a fonte se move em direção ao observador, então ocorre o blueshift (z < 0). Isto é verdade para todas as ondas eletromagnéticas e é explicado pelo efeito Doppler. Conseqüentemente, esse tipo de desvio para o vermelho é chamado de desvio para o vermelho Doppler. Se a fonte se afasta do observador com velocidade v, que é muito menor que a velocidade da luz (v ≪ c), o desvio para o vermelho é dado por

zangão.? ? vc{displaystyle zapprox} Não. (desde γ γ ? ? 1{displaystyle gamma approx 1)

onde c é a velocidade da luz. No efeito Doppler clássico, a frequência da fonte não é modificada, mas o movimento recessivo causa a ilusão de uma frequência mais baixa.

Um tratamento mais completo do desvio para o vermelho Doppler requer a consideração dos efeitos relativísticos associados ao movimento de fontes próximas à velocidade da luz. Uma derivação completa do efeito pode ser encontrada no artigo sobre o efeito Doppler relativístico. Em resumo, objetos que se movem perto da velocidade da luz sofrerão desvios da fórmula acima devido à dilatação do tempo da relatividade especial, que pode ser corrigida pela introdução do fator de Lorentz γ na fórmula Doppler clássica como segue (para movimento somente na linha de visão):

1+zangão.= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =(1+vc)γ γ .{displaystyle 1+z=left(1+{frac {v}{c}}right)gamma.}

Este fenômeno foi observado pela primeira vez em um experimento de 1938 realizado por Herbert E. Ives e G.R. Stilwell, chamado de experimento Ives-Stilwell.

Como o fator de Lorentz depende apenas da magnitude da velocidade, isso faz com que o desvio para o vermelho associado à correção relativística seja independente da orientação do movimento da fonte. Em contraste, a parte clássica da fórmula depende da projeção do movimento da fonte na linha de visão, o que produz resultados diferentes para diferentes orientações. Se θ é o ângulo entre a direção do movimento relativo e a direção da emissão no referencial do observador (o ângulo zero está diretamente longe de o observador), a forma completa do efeito Doppler relativístico torna-se:

1+zangão.= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =1+ve⁡ ⁡ (θ θ )/c1- Sim. - Sim. v2/c2Não. 1+z={frac {1+vcos(theta)/c}{sqrt {1-v^{2}/c^{2}}}}}

and for motion solely in the line of sight (θ = 0°), this equation reduces to:

1+zangão.= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =1+v/c1- Sim. - Sim. v/cNão. - Sim. {1+v/c}{1-v/c}}}

Para o caso especial em que a luz está se movendo em ângulo reto (θ = 90°) em relação à direção do movimento relativo no observador&# No quadro de 39;, o redshift relativístico é conhecido como redshift transversal, e um redshift:

1+zangão.= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =11- Sim. - Sim. v2/c2Não. 1+z={frac (1) {1-v^{2}/c^{2}}}}}

é medido, mesmo que o objeto não esteja se afastando do observador. Mesmo quando a fonte está se movendo em direção ao observador, se houver uma componente transversal ao movimento, então há alguma velocidade na qual a dilatação apenas cancela o desvio para o azul esperado e em velocidades mais altas a fonte que se aproxima será desviada para o vermelho.

Expansão do espaço

No início do século XX, Slipher, Wirtz e outros fizeram as primeiras medições dos desvios para o vermelho e para o azul das galáxias além da Via Láctea. Eles inicialmente interpretaram esses redshifts e blueshifts como sendo devidos a movimentos aleatórios, mas mais tarde Lemaître (1927) e Hubble (1929), usando dados anteriores, descobriram uma correlação aproximadamente linear entre os crescentes redshifts e as distâncias das galáxias. Lemaître percebeu que essas observações poderiam ser explicadas por um mecanismo de produção de redshifts visto nas soluções de Friedmann para as equações da relatividade geral de Einstein. A correlação entre redshifts e distâncias surge em todos os modelos em expansão.

Este desvio para o vermelho cosmológico é comumente atribuído ao alongamento dos comprimentos de onda dos fótons que se propagam através do espaço em expansão. Esta interpretação pode ser enganosa, contudo; a expansão do espaço é apenas uma escolha de coordenadas e, portanto, não pode ter consequências físicas. O desvio para o vermelho cosmológico é interpretado mais naturalmente como um desvio Doppler que surge devido à recessão de objetos distantes.

Derivação matemática

As consequências observacionais deste efeito podem ser derivadas usando as equações da relatividade geral que descrevem um universo homogêneo e isotrópico.

Para derivar o efeito redshift, use a equação geodésica para uma onda de luz, que é

DS2= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =0= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =- Sim. - Sim. c2D)2+um2DR21- Sim. - Sim. kR2Não. ds^{2}=0=-c^{2}dt^{2}+{frac {a^{2}dr^{2}}{1-kr^{2}}}}}}

onde

• D. é o intervalo espaço-tempo
• Não. é o intervalo de tempo
• Relações públicas é o intervalo espacial
• c é a velocidade da luz
• um é o fator de escala cósmica dependente do tempo
• k é a curvatura por área unitária.

Para um observador observando a crista de uma onda de luz em uma posição r = 0 e tempo t = t_agora, a crista da onda de luz foi emitida em um momento t = t_então no passado e uma posição distante r = R. A integração ao longo do caminho no espaço e no tempo que a onda de luz percorre produz:

c∫ ∫ ))hen)noO quê?D)um= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =∫ ∫ R0DR1- Sim. - Sim. kR2.{displaystyle cint _{t_{mathrm {then} }}^{t_{mathrm {now} }}{frac {dt}{a}};=int _{R}^{0}{frac {dr}{sqrt {1-kr^{2}},.}

Em geral, o comprimento de onda da luz não é o mesmo para as duas posições e tempos considerados devido às mudanças nas propriedades da métrica. Quando a onda foi emitida, ela tinha um comprimento de onda λ_então. A próxima crista da onda de luz foi emitida de cada vez

)= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =))hen+λ λ )hen/c.}+lambda _{mathrm {then} } } }/c,}

The observer sees the next crest of the observed light wave with a wavelength λ_now to arrive at a time

)= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =)noO quê?+λ λ noO quê?/c.(agora) }+lambda _{mathrm {agora} }/c,}

Já que a crista subsequente é emitida novamente de r = R e é observada em r = 0, a seguinte equação pode ser escrita:

c∫ ∫ ))hen+λ λ )hen/c)noO quê?+λ λ noO quê?/cD)um= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =∫ ∫ R0DR1- Sim. - Sim. kR2.{displaystyle cint _{t_{mathrm {then} }+lambda _{mathrm {then} }/c}^{t_{mathrm {now} }+lambda _{mathrm {now} ? {dt}{a}};=int _{R}^{0}{frac {dr}{sqrt {1-kr^{2}},.}

O lado direito das duas equações integrais acima são idênticos, o que significa

c∫ ∫ ))hen+λ λ )hen/c)noO quê?+λ λ noO quê?/cD)um= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =c∫ ∫ ))hen)noO quê?D)um{displaystyle cint _{t_{mathrm {then} }+lambda _{mathrm {then} }/c}^{t_{mathrm {now} }+lambda _{mathrm {now} ? {dt}{a}};=cint _{t_{mathrm {then} }}^{t_{mathrm {now} }}{frac {dt}{a}},}

Usando a seguinte manipulação:

0= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =∫ ∫ )))nD)um- Sim. - Sim. ∫ ∫ ))+λ λ )/c)n+λ λ n/cD)um= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =∫ ∫ ))))+λ λ )/cD)um+∫ ∫ ))+λ λ )/c)nD)um- Sim. - Sim. ∫ ∫ ))+λ λ )/c)n+λ λ n/cD)um= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =∫ ∫ ))))+λ λ )/cD)um- Sim. - Sim. (∫ ∫ )n))+λ λ )/cD)um+∫ ∫ ))+λ λ )/c)n+λ λ n/cD)um)= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =∫ ∫ ))))+λ λ )/cD)um- Sim. - Sim. ∫ ∫ )n)n+λ λ n/cD)um{displaystyle {begin{aligned}0&=int _{t_{mathrm {t} }}^{t_{mathrm {n} }}{frac (dt){a}}-int _{t_{mathrm {t} }+lambda _{mathrm {t} }/c}^{t_{mathrm {n} }+lambda _{mathrm {n} ? {dt}{a}}&=int _{t_{mathrm {t} }}^{t_{mathrm {t} }+lambda _{mathrm {t} ? Não. _{t_{mathrm {t} }+lambda _{mathrm {t} }/c}^{t_{mathrm {n} }}{frac (dt){a}}-int _{t_{mathrm {t} }+lambda _{mathrm {t} }/c}^{t_{mathrm {n} }+lambda _{mathrm {n} ? {dt}{a}}&=int _{t_{mathrm {t} }}^{t_{mathrm {t} }+lambda _{mathrm {t} }/c}{frac {dt}{a}}-left(int _{t_{mathrm {n} }}^{t_{mathrm {t} }+lambda _{mathrm {t} ? Não. _{t_{mathrm {t} }+lambda _{mathrm {t} }/c}^{t_{mathrm {n} }+lambda _{mathrm {n} }/c}{frac {dt}{a}}right)\&=int _{t_{mathrm {t} }}^{t_{mathrm {t} }+lambda _{mathrm {t} ? (dt){a}}-int _{t_{mathrm {n} }}^{t_{mathrm {n} }+lambda _{mathrm {n} ? {dt}{a}}end{aligned}}}

descobrimos que:

∫ ∫ )n)n+λ λ n/cD)um= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =∫ ∫ ))))+λ λ )/cD)um.{displaystyle int _{t_{mathrm {n} }}^{t_{mathrm {n} }+lambda _{mathrm {n} ? {dt}{a}};=int _{t_{mathrm {t} }}^{t_{mathrm {t} }+lambda _{mathrm {t} ? {dt}{a}},}

Para variações muito pequenas no tempo (durante o período de um ciclo de uma onda de luz), o fator de escala é essencialmente uma constante (a = a _n hoje e a = a_t</sub anteriormente). Isso rende

)noO quê?+λ λ noO quê?/cumnoO quê?- Sim. - Sim. )noO quê?umnoO quê?= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =))hen+λ λ )hen/cum)hen- Sim. - Sim. ))henum)hen- Não. }/c}{a_{mathrm {now}}}}}},{frac Não. - Sim. }}};={frac {t_{mathrm {then} }+lambda _{mathrm {then} - Não. }}} Não. {a_{mathrm {then} }}}}

que pode ser reescrito como

λ λ noO quê?λ λ )hen= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =umnoO quê?um)hen.{displaystyle frac {lambda _{mathrm {now} }}{lambda _{mathrm {then} - Sim. {a_{mathrm {then} }}},.}

Usando a definição de redshift fornecida acima, a equação

1+zangão.= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =umnoO quê?um)henNão. 1+z= {a_{mathrm {now} }}{a_{mathrm {then} }}}}

é obtido. Em um universo em expansão como aquele que habitamos, o fator de escala aumenta monotonicamente com o passar do tempo, portanto, z é positivo e as galáxias distantes aparecem deslocadas para o vermelho..

Usando um modelo de expansão do universo, o desvio para o vermelho pode ser relacionado à idade de um objeto observado, a chamada relação tempo cósmico-desvio para o vermelho. Denote uma taxa de densidade como Ω₀:

Ω Ω 0= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =? ? ? ? Grito,Não. - Sim. _{0}={frac - Não.

com ρ_crit a densidade crítica que demarca um universo que eventualmente se contrai de um que simplesmente se expande. Essa densidade é de cerca de três átomos de hidrogênio por metro cúbico de espaço. Em grandes redshifts, 1 + z > Ω₀⁻¹, encontra-se:

)(zangão.)? ? 23H. H. H.0Ω Ω 01/2(1+zangão.)3/2,{displaystyle t(z)approx {frac {2}{3H_{0}{Omega _{0}}^{1/2}(1+z)^{3/2}}}}

where H₀ is the present-day Hubble constant, and z is the redshift.

Existem sites para calcular a distância percorrida pela luz a partir do desvio para o vermelho.

Distinguir entre efeitos cosmológicos e locais

Para redshifts cosmológicos de z < 0,01 redshifts Doppler e blueshifts adicionais devido aos movimentos peculiares das galáxias umas em relação às outras causam uma ampla dispersão da Lei de Hubble padrão. A situação resultante pode ser ilustrada pelo Universo em Folha de Borracha em Expansão, uma analogia cosmológica comum usada para descrever a expansão do espaço. Se dois objetos são representados por rolamentos de esferas e o espaço-tempo por uma folha de borracha esticada, o efeito Doppler é causado pelo rolamento das esferas através da folha para criar um movimento peculiar. O desvio para o vermelho cosmológico ocorre quando os rolamentos de esferas estão presos à folha e a folha é esticada.

Os redshifts das galáxias incluem tanto um componente relacionado à velocidade recessiva da expansão do universo, quanto um componente relacionado ao movimento peculiar (desvio Doppler). O desvio para o vermelho devido à expansão do universo depende da velocidade recessiva de uma forma determinada pelo modelo cosmológico escolhido para descrever a expansão do universo, que é muito diferente de como o desvio para o vermelho Doppler depende da velocidade local. Descrevendo a origem da expansão cosmológica do desvio para o vermelho, o cosmólogo Edward Robert Harrison disse: “A luz deixa uma galáxia, que está estacionária na sua região local do espaço, e é eventualmente recebida por observadores que estão estacionários na sua própria região local do espaço. Entre a galáxia e o observador, a luz viaja através de vastas regiões do espaço em expansão. Como resultado, todos os comprimentos de onda da luz são esticados pela expansão do espaço. É tão simples assim..." Steven Weinberg esclareceu: “O aumento do comprimento de onda desde a emissão até a absorção de luz não depende da taxa de mudança de a(t) [aqui a(t) é o fator de escala de Robertson–Walker] nos momentos de emissão ou absorção, mas no aumento de a(t) em todo o período desde a emissão até a absorção.& #34;

Se o universo estivesse se contraindo em vez de se expandir, veríamos galáxias distantes desviadas para o azul em uma quantidade proporcional à sua distância, em vez de desviadas para o vermelho.

Desvio para o vermelho gravitacional

Na teoria da relatividade geral, há dilatação do tempo dentro de um poço gravitacional. Isso é conhecido como desvio para o vermelho gravitacional ou Deslocamento de Einstein. A derivação teórica deste efeito segue da solução de Schwarzschild das equações de Einstein, que produz a seguinte fórmula para o desvio para o vermelho associado a um fóton viajando no campo gravitacional de uma massa esfericamente simétrica, não rotativa e sem carga:

1+zangão.= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =11- Sim. - Sim. 2GMRc2,Não. 1+z= {1}{sqrt {1-{frac {2GM}{rc^{2}}}}}}}}}

onde

• G é a constante gravitacional,
• M é a massa do objeto que cria o campo gravitacional,
• R é a coordenada radial da fonte (que é análoga à distância clássica do centro do objeto, mas na verdade é uma coordenada Schwarzschild), e
• c é a velocidade da luz.

Este resultado do desvio para o vermelho gravitacional pode ser derivado das suposições da relatividade especial e do princípio da equivalência; a teoria completa da relatividade geral não é necessária.

O efeito é muito pequeno, mas mensurável na Terra usando o efeito Mössbauer e foi observado pela primeira vez no experimento Pound-Rebka. No entanto, é significativo perto de um buraco negro e, à medida que um objeto se aproxima do horizonte de eventos, o desvio para o vermelho torna-se infinito. É também a causa dominante de grandes flutuações de temperatura em escala angular na radiação cósmica de fundo em micro-ondas (ver efeito Sachs-Wolfe).

Observações em astronomia

O desvio para o vermelho observado na astronomia pode ser medido porque os espectros de emissão e absorção dos átomos são distintos e bem conhecidos, calibrados a partir de experiências espectroscópicas em laboratórios na Terra. Quando o desvio para o vermelho de várias linhas de absorção e emissão de um único objeto astronômico é medido, z é notavelmente constante. Embora os objetos distantes possam ficar ligeiramente desfocados e as linhas alargadas, isso não é mais do que o que pode ser explicado pelo movimento térmico ou mecânico da fonte. Por estas e outras razões, o consenso entre os astrónomos é que os desvios para o vermelho que observam se devem a alguma combinação das três formas estabelecidas de desvios para o vermelho semelhantes ao Doppler. Hipóteses alternativas e explicações para o desvio para o vermelho, como a luz cansada, geralmente não são consideradas plausíveis.

A espectroscopia, como medida, é consideravelmente mais difícil do que a simples fotometria, que mede o brilho de objetos astronômicos através de certos filtros. Quando os dados fotométricos são tudo o que está disponível (por exemplo, o Hubble Deep Field e o Hubble Ultra Deep Field), os astrónomos contam com uma técnica para medir os desvios para o vermelho fotométricos. Devido às amplas faixas de comprimento de onda nos filtros fotométricos e às suposições necessárias sobre a natureza do espectro na fonte de luz, os erros para esses tipos de medições podem variar até δz = 0,5, e são muito menos confiáveis que as determinações espectroscópicas. No entanto, a fotometria permite pelo menos uma caracterização qualitativa de um desvio para o vermelho. Por exemplo, se um espectro semelhante ao do Sol tivesse um desvio para o vermelho de z = 1, seria mais brilhante no infravermelho (1000nm) em vez de no cor azul-verde (500 nm) associada ao pico de seu espectro de corpo negro, e a intensidade da luz será reduzida no filtro por um fator de quatro, (1 + z)². Tanto a taxa de contagem de fótons quanto a energia dos fótons são desviadas para o vermelho. (Veja a correção K para mais detalhes sobre as consequências fotométricas do redshift.)

Observações locais

Em objetos próximos (dentro da nossa galáxia, a Via Láctea), os desvios para o vermelho observados estão quase sempre relacionados com as velocidades da linha de visão associadas aos objetos que estão sendo observados. As observações de tais redshifts e blueshifts permitiram aos astrônomos medir velocidades e parametrizar as massas das estrelas em órbita em binários espectroscópicos, um método empregado pela primeira vez em 1868 pelo astrônomo britânico William Huggins. Da mesma forma, pequenos desvios para o vermelho e desvios para o azul detectados nas medições espectroscópicas de estrelas individuais são uma forma pela qual os astrónomos conseguiram diagnosticar e medir a presença e as características dos sistemas planetários em torno de outras estrelas e até fizeram medições diferenciais muito detalhadas dos desvios para o vermelho durante trânsitos planetários para determinar parâmetros orbitais precisos. Medições detalhadamente detalhadas de redshifts são usadas em heliossismologia para determinar os movimentos precisos da fotosfera do Sol. Os redshifts também foram usados para fazer as primeiras medições das taxas de rotação dos planetas, velocidades das nuvens interestelares, a rotação das galáxias e a dinâmica de acreção em estrelas de nêutrons e buracos negros que exibem redshifts Doppler e gravitacionais. Além disso, as temperaturas de vários objetos emissores e absorventes podem ser obtidas medindo o alargamento Doppler - efetivamente desvios para o vermelho e desvios para o azul em uma única linha de emissão ou absorção. Ao medir o alargamento e os deslocamentos da linha de hidrogénio de 21 centímetros em diferentes direcções, os astrónomos foram capazes de medir as velocidades recessivas do gás interestelar, que por sua vez revela a curva de rotação da nossa Via Láctea. Medições semelhantes foram realizadas em outras galáxias, como Andrômeda. Como ferramenta de diagnóstico, as medições do redshift são uma das medições espectroscópicas mais importantes feitas na astronomia.

Observações extragalácticas

Os objetos mais distantes exibem desvios para o vermelho maiores, correspondendo ao fluxo Hubble do universo. O maior desvio para o vermelho observado, correspondente à maior distância e ao maior retrocesso no tempo, é o da radiação cósmica de fundo em micro-ondas; o valor numérico de seu redshift é cerca de z = 1089 (z = 0 corresponde ao tempo presente) e mostra o estado do universo há cerca de 13,8 mil milhões de anos e 379.000 anos após os momentos iniciais do Big Bang.

Os núcleos luminosos dos quasares foram os primeiros "alto redshift" (z > 0,1) objetos descobertos antes que o aprimoramento dos telescópios permitisse a descoberta de outras galáxias com alto desvio para o vermelho.

Para galáxias mais distantes que o Grupo Local e o vizinho Aglomerado de Virgem, mas dentro de cerca de mil megaparsecs, o desvio para o vermelho é aproximadamente proporcional à distância da galáxia. Esta correlação foi observada pela primeira vez por Edwin Hubble e ficou conhecida como lei de Hubble. Vesto Slipher foi o primeiro a descobrir os desvios para o vermelho galácticos, por volta do ano de 1912, enquanto Hubble correlacionou as medições de Slipher com distâncias que ele mediu por outros meios para formular sua Lei. No modelo cosmológico amplamente aceite baseado na relatividade geral, o desvio para o vermelho é principalmente um resultado da expansão do espaço: isto significa que quanto mais longe uma galáxia está de nós, mais o espaço se expandiu no tempo desde que a luz deixou aquela galáxia, portanto, quanto mais a luz é esticada, mais desviada para o vermelho ela fica e, portanto, mais rápido ela parece estar se afastando de nós. A lei de Hubble segue em parte do princípio copernicano. Como geralmente não se sabe quão luminosos são os objetos, medir o desvio para o vermelho é mais fácil do que medições de distância mais diretas, então o desvio para o vermelho às vezes é, na prática, convertido em uma medição bruta de distância usando a lei de Hubble.

As interações gravitacionais de galáxias entre si e aglomerados causam uma dispersão significativa no gráfico normal do diagrama de Hubble. As velocidades peculiares associadas às galáxias sobrepõem um traço aproximado da massa dos objetos virializados no universo. Este efeito leva a fenômenos como galáxias próximas (como a Galáxia de Andrômeda) exibindo desvios para o azul à medida que caímos em direção a um baricentro comum, e mapas de desvio para o vermelho de aglomerados mostrando um efeito de dedos de deus devido à dispersão de velocidades peculiares em uma distribuição aproximadamente esférica. Este componente adicional dá aos cosmólogos a oportunidade de medir as massas de objetos independentemente da razão massa-luz (a razão entre a massa de uma galáxia em massas solares e o seu brilho nas luminosidades solares), uma ferramenta importante para medir a escuridão. matéria.

A relação linear da lei de Hubble entre distância e desvio para o vermelho pressupõe que a taxa de expansão do universo é constante. No entanto, quando o Universo era muito mais jovem, a taxa de expansão e, portanto, a “constante” de Hubble, era maior do que é hoje. Para galáxias mais distantes, então, cuja luz tem viajado até nós há muito mais tempo, a aproximação da taxa de expansão constante falha, e a lei de Hubble torna-se uma relação integral não linear e dependente da história da taxa de expansão desde a emissão. da luz da galáxia em questão. As observações da relação redshift-distância podem ser usadas, então, para determinar a história da expansão do universo e, portanto, o conteúdo de matéria e energia.

Embora por muito tempo se acreditasse que a taxa de expansão tem diminuído continuamente desde o Big Bang, as observações iniciadas em 1988 da relação desvio para o vermelho-distância usando supernovas do Tipo Ia sugeriram que em tempos comparativamente recentes a taxa de expansão do universo começou acelerar.

Desvios para o vermelho mais altos

Atualmente, os objetos com os maiores desvios para o vermelho conhecidos são as galáxias e os objetos que produzem explosões de raios gama. Os redshifts mais confiáveis são provenientes de dados espectroscópicos, e o redshift espectroscópico mais confirmado de uma galáxia é o de GN-z11, com um redshift de z = 11,1, correspondendo a 400 milhões de anos após o Big Bang. O recorde anterior era detido por UDFy-38135539 com um desvio para o vermelho de z = 8,6, correspondendo a 600 milhões de anos após o Big Bang. Um pouco menos confiáveis são os redshifts de Lyman-break, o mais alto dos quais é a galáxia lenteda A1689-zD1 com um redshift z = 7,5 e o próximo mais alto sendo z = 7,0. A explosão de raios gama observada mais distante com uma medição espectroscópica de desvio para o vermelho foi GRB 090423, que teve um desvio para o vermelho de z = 8,2. O quasar mais distante conhecido, ULAS J1342+0928, está em z = 7,54. A rádio galáxia com redshift mais conhecido (TGSS1530) está em um redshift z = 5,72 e o material molecular com redshift mais conhecido é a detecção de emissão de a molécula de CO do quasar SDSS J1148+5251 em z = 6,42.

Objetos extremamente vermelhos (EROs) são fontes astronômicas de radiação que irradiam energia na parte vermelha e infravermelha próxima do espectro eletromagnético. Estas podem ser galáxias starburst que têm um alto desvio para o vermelho acompanhado de vermelhidão devido à poeira intermediária, ou podem ser galáxias elípticas altamente desviadas para o vermelho com uma população estelar mais antiga (e, portanto, mais vermelha). Objetos que são ainda mais vermelhos que os EROs são chamados de objetos hiperextremamente vermelhos (HEROs).

A radiação cósmica de fundo tem um desvio para o vermelho de z = 1089, correspondendo a uma idade de aproximadamente 379.000 anos após o Big Bang e a uma distância adequada de mais de 46 bilhões de raios-luz. anos. A primeira luz ainda a ser observada das estrelas mais antigas da População III, não muito depois da formação dos átomos e da CMB ter deixado de ser absorvida quase completamente, pode ter desvios para o vermelho na faixa de 20 < z < 100. Outros eventos de alto desvio para o vermelho previstos pela física, mas atualmente não observáveis, são o fundo de neutrinos cósmicos de cerca de dois segundos após o Big Bang (e um desvio para o vermelho superior a z > 10¹⁰) e a onda gravitacional cósmica de fundo emitida diretamente pela inflação com um desvio para o vermelho superior a z > 10²⁵.

Em junho de 2015, astrônomos relataram evidências de estrelas de População III na galáxia Cosmos Redshift 7 em z = 6,60. É provável que tais estrelas tenham existido no universo primitivo (ou seja, com alto desvio para o vermelho) e podem ter iniciado a produção de elementos químicos mais pesados que o hidrogénio, necessários para a formação posterior dos planetas e da vida como a conhecemos.

Pesquisas Redshift

Com o advento dos telescópios automatizados e melhorias nos espectroscópios, uma série de colaborações foram feitas para mapear o universo no espaço com desvio para o vermelho. Ao combinar o redshift com dados de posição angular, um levantamento de redshift mapeia a distribuição 3D da matéria dentro de um campo do céu. Essas observações são usadas para medir propriedades da estrutura em grande escala do universo. A Grande Muralha, um vasto superaglomerado de galáxias com mais de 500 milhões de anos-luz de largura, fornece um exemplo dramático de uma estrutura em grande escala que as pesquisas de desvio para o vermelho podem detectar.

A primeira pesquisa de redshift foi a CfA Redshift Survey, iniciada em 1977 com a coleta de dados inicial concluída em 1982. Mais recentemente, a 2dF Galaxy Redshift Survey determinou a estrutura em grande escala de uma seção do universo, medindo redshifts para mais de 220.000 galáxias; a coleta de dados foi concluída em 2002 e o conjunto final de dados foi divulgado em 30 de junho de 2003. O Sloan Digital Sky Survey (SDSS) está em andamento desde 2013 e visa medir os desvios para o vermelho de cerca de 3 milhões de objetos. O SDSS registrou desvios para o vermelho para galáxias de até 0,8 e esteve envolvido na detecção de quasares além de z = 6. O DEEP2 Redshift Survey usa os telescópios Keck com o novo "DEIMOS" espectrógrafo; uma continuação do programa piloto DEEP1, o DEEP2 foi projetado para medir galáxias fracas com redshifts de 0,7 e acima e, portanto, está planejado para fornecer um complemento de alto redshift para SDSS e 2dF.

Efeitos da óptica física ou transferência radiativa

As interações e fenômenos resumidos nos assuntos de transferência radiativa e óptica física podem resultar em mudanças no comprimento de onda e na frequência da radiação eletromagnética. Nesses casos, as mudanças correspondem a uma transferência de energia física para a matéria ou outros fótons, em vez de serem uma transformação entre referenciais. Tais mudanças podem ser provenientes de fenômenos físicos como efeitos de coerência ou dispersão de radiação eletromagnética, seja de partículas elementares carregadas, de partículas ou de flutuações do índice de refração em um meio dielétrico, como ocorre no fenômeno de rádio dos assobiadores de rádio. Embora tais fenômenos sejam às vezes chamados de "desvios para o vermelho" e "blueshifts", em astrofísica as interações luz-matéria que resultam em mudanças de energia no campo de radiação são geralmente chamadas de "vermelhidão" em vez de "desvio para o vermelho" que, como termo, é normalmente reservado para os efeitos discutidos acima.

Em muitas circunstâncias, a dispersão faz com que a radiação fique vermelha porque a entropia resulta na predominância de muitos fótons de baixa energia sobre poucos fótons de alta energia (enquanto conserva a energia total). Exceto possivelmente sob condições cuidadosamente controladas, a dispersão não produz a mesma mudança relativa no comprimento de onda em todo o espectro; isto é, qualquer z calculado é geralmente uma função do comprimento de onda. Além disso, a dispersão de meios aleatórios geralmente ocorre em vários ângulos, e z é uma função do ângulo de dispersão. Se ocorrer espalhamento múltiplo, ou se as partículas espalhadas tiverem movimento relativo, geralmente também haverá distorção das linhas espectrais.

Na astronomia interestelar, os espectros visíveis podem parecer mais vermelhos devido a processos de dispersão em um fenômeno conhecido como avermelhamento interestelar - da mesma forma, o espalhamento Rayleigh causa o avermelhamento atmosférico do Sol visto no nascer ou pôr do sol e faz com que o resto do céu tenha uma cor azul. Este fenômeno é distinto do deslocamento para o vermelho porque as linhas espectroscópicas não são deslocadas para outros comprimentos de onda em objetos avermelhados e há um escurecimento e distorção adicionais associados ao fenômeno devido aos fótons serem espalhados dentro e fora do linha de visão.

Blueshift

O oposto de um redshift é um blueshift. Um desvio para o azul é qualquer diminuição no comprimento de onda (aumento de energia), com um aumento correspondente na frequência, de uma onda eletromagnética. Na luz visível, isso muda a cor em direção à extremidade azul do espectro.

Desvio azul Doppler

O desvio azul Doppler é causado pelo movimento de uma fonte em direção ao observador. O termo se aplica a qualquer diminuição no comprimento de onda e aumento na frequência causado por movimento relativo, mesmo fora do espectro visível. Apenas os objetos que se movem a velocidades quase relativísticas em direção ao observador são visivelmente mais azuis a olho nu, mas o comprimento de onda de qualquer fóton refletido ou emitido ou outra partícula é encurtado na direção do deslocamento.

O desvio azul Doppler é usado em astronomia para determinar o movimento relativo:

• A Galáxia Andromeda está se movendo em direção à nossa própria galáxia da Via Láctea dentro do Grupo Local; assim, quando observada da Terra, sua luz está passando por um blueshift.
• Componentes de um sistema de estrelas binárias serão blueshifted ao se mover para a Terra
• Quando observando galáxias em espiral, o lado girando para nós terá um pequeno blueshift em relação a o lado girando longe de nós (veja Tully-Fisher relação).
• Blazars são conhecidos por impulsionar jatos relativistas para nós, emitindo radiação sincrotron e bremsstrahlung que parece blueshifted.
• Estrelas próximas como a Estrela de Barnard estão se movendo para nós, resultando em um blueshift muito pequeno.
• Blueshift Doppler de objetos distantes com um alto zangão. pode ser subtraído do redshift cosmológico muito maior para determinar o movimento relativo no universo em expansão.

Desvio gravitacional para o azul

Ao contrário do desvio azul relativo Doppler, causado pelo movimento de uma fonte em direção ao observador e, portanto, dependente do ângulo recebido do fóton, o desvio azul gravitacional é absoluto e não dependem do ângulo recebido do fóton:

Os Photons que sobem de um objeto gravitante tornam-se menos energéticos. Esta perda de energia é conhecida como "redshifting", como fótons no espectro visível pareceria mais vermelho. Da mesma forma, os fótons caindo em um campo gravitacional se tornam mais energéticos e exibem um blueshifting.... Note que a magnitude do efeito redshifting (blueshifting) não é uma função do ângulo emitido ou o ângulo recebido do fóton - depende apenas de quão longe radialmente o fóton teve que sair de (quedas) o potencial bem.

É uma consequência natural da conservação da energia e da equivalência massa-energia, e foi confirmada experimentalmente em 1959 com o experimento Pound-Rebka. O desvio para o azul gravitacional contribui para a anisotropia cósmica de fundo em micro-ondas (CMB) por meio do efeito Sachs-Wolfe: quando um poço gravitacional evolui enquanto um fóton está passando, a quantidade de desvio para o azul na aproximação será diferente da quantidade de desvio para o vermelho gravitacional à medida que ele sai da região.

Outliers azuis

Existem galáxias ativas distantes que mostram um desvio para o azul nas suas linhas de emissão [O III]. Um dos maiores desvios para o azul é encontrado no quasar de linha estreita, PG 1543+489, que tem uma velocidade relativa de -1150 km/s. Esses tipos de galáxias são chamados de “outliers azuis”.

Desvio azul cosmológico

Em um universo hipotético passando por uma contração descontrolada do Big Crunch, um desvio para o azul cosmológico seria observado, com as galáxias mais distantes sendo cada vez mais deslocadas para o azul - o exato oposto do desvio para o vermelho cosmológico realmente observado no atual universo em expansão.