Corrimiento al rojo

Líneas de absorción en el espectro visible de un supercluster de galaxias distantes (derecha), en comparación con las líneas de absorción en el espectro visible del Sol (izquierda). Las flechas indican rojiza. Wavelength aumenta hacia el rojo y más allá (disminuciones de frecuencia).

En física, un corrimiento al rojo es un aumento en la longitud de onda y la correspondiente disminución en la frecuencia y la energía del fotón de la radiación electromagnética (como la luz). El cambio opuesto, una disminución en la longitud de onda y un aumento simultáneo en la frecuencia y la energía, se conoce como desplazamiento al rojo negativo o desplazamiento al azul. Los términos derivan de los colores rojo y azul que forman los extremos del espectro de luz visible.

En astronomía y cosmología, las tres causas principales del corrimiento al rojo electromagnético son

1. La radiación viaja entre objetos que se mueven aparte ("relativistic" redshift, un ejemplo del efecto relativista Doppler)
2. La radiación viaja hacia un objeto en un potencial gravitacional más débil, es decir, hacia un objeto en tiempo espacial menos curvado (flatter) (rojo agravante)
3. La radiación viaja a través de un espacio en expansión (rojo cósmico). La observación de que todas las fuentes de luz lo suficientemente distantes muestran redshift correspondiente a su distancia de la Tierra se conoce como ley del Hubble.

Los corrimientos al rojo relativistas, gravitatorios y cosmológicos se pueden entender bajo el paraguas de las leyes de transformación de marcos. Las ondas gravitacionales, que también viajan a la velocidad de la luz, están sujetas a los mismos fenómenos de corrimiento al rojo.

Ejemplos de desplazamiento hacia el rojo fuerte son un rayo gamma percibido como un rayo X o una luz inicialmente visible percibida como ondas de radio. Los desplazamientos al rojo más sutiles se ven en las observaciones espectroscópicas de objetos astronómicos y se utilizan en tecnologías terrestres como el radar Doppler y las pistolas de radar.

Existen otros procesos físicos que pueden conducir a un cambio en la frecuencia de la radiación electromagnética, incluida la dispersión y los efectos ópticos; sin embargo, los cambios resultantes se distinguen del corrimiento al rojo (astronómico) y generalmente no se denominan como tales (consulte la sección sobre óptica física y transferencia radiativa).

El valor de un corrimiento al rojo a menudo se indica con la letra z, que corresponde al cambio fraccional en la longitud de onda (positivo para corrimientos al rojo, negativo para corrimientos al azul), y por la relación de longitud de onda 1 + z (que es >1 para desplazamientos al rojo, <1 para desplazamientos al azul).

Historia

La historia del tema comenzó con el desarrollo en el siglo XIX de la mecánica ondulatoria clásica y la exploración de fenómenos asociados con el efecto Doppler. El efecto lleva el nombre de Christian Doppler, quien ofreció la primera explicación física conocida para el fenómeno en 1842. El científico holandés Christophorus Buys Ballot probó y confirmó la hipótesis para las ondas de sonido en 1845. Doppler predijo correctamente que el fenómeno debería aplicarse a todos ondas, y en particular sugirieron que los diferentes colores de las estrellas podrían atribuirse a su movimiento con respecto a la Tierra. Sin embargo, antes de que esto fuera verificado, se descubrió que los colores estelares se debían principalmente a la temperatura de la estrella, no al movimiento. Solo más tarde se reivindicó el efecto Doppler mediante observaciones verificadas del corrimiento al rojo.

El primer corrimiento al rojo Doppler fue descrito por el físico francés Hippolyte Fizeau en 1848, quien señaló que el corrimiento en las líneas espectrales observadas en las estrellas se debía al efecto Doppler. El efecto a veces se denomina "efecto Doppler-Fizeau". En 1868, el astrónomo británico William Huggins fue el primero en determinar la velocidad de una estrella alejándose de la Tierra mediante este método. En 1871, el desplazamiento al rojo óptico se confirmó cuando se observó el fenómeno en las líneas de Fraunhofer utilizando la rotación solar, alrededor de 0,1 Å en el rojo. En 1887, Vogel y Scheiner descubrieron el efecto Doppler anual, el cambio anual en el desplazamiento Doppler de las estrellas ubicadas cerca de la eclíptica debido a la velocidad orbital de la Tierra. En 1901, Aristarkh Belopolsky verificó el desplazamiento al rojo óptico en el laboratorio utilizando un sistema de espejos giratorios.

La aparición más temprana del término desplazamiento al rojo en forma impresa (en esta forma con guión) parece ser del astrónomo estadounidense Walter S. Adams en 1908, en el que menciona "Dos métodos de investigar esa naturaleza del desplazamiento hacia el rojo de la nebulosa. La palabra no aparece sin guión hasta alrededor de 1934 por Willem de Sitter.

A partir de las observaciones de 1912, Vesto Slipher descubrió que la mayoría de las galaxias espirales, que entonces se pensaba que eran nebulosas espirales, tenían desplazamientos al rojo considerables. Slipher informa por primera vez sobre su medición en el volumen inaugural del Boletín del Observatorio Lowell. Tres años después, escribió una reseña en la revista Popular Astronomy. En él afirma que "el temprano descubrimiento de que la gran espiral de Andrómeda tenía una velocidad bastante excepcional de -300 km(/s) mostró los medios entonces disponibles, capaces de investigar no sólo los espectros de las espirales sino también sus velocidades como bien." Slipher informó de las velocidades de 15 nebulosas espirales repartidas por toda la esfera celeste, todas menos tres con observaciones 'positivas' observables. (es decir, de recesión) velocidades. Posteriormente, Edwin Hubble descubrió una relación aproximada entre los corrimientos hacia el rojo de tales 'nebulosas'. y las distancias a ellos con la formulación de su epónima ley de Hubble. Estas observaciones corroboraron el trabajo de 1922 de Alexander Friedmann, en el que derivó las ecuaciones de Friedmann-Lemaître. Hoy en día se consideran una fuerte evidencia de un universo en expansión y la teoría del Big Bang.

Medición, caracterización e interpretación

candidatos de galaxias de alta velocidad en el Hubble Ultra Deep Field 2012

El espectro de luz que proviene de una fuente (vea la ilustración de espectro idealizado en la parte superior derecha) se puede medir. Para determinar el corrimiento al rojo, se buscan características en el espectro, como líneas de absorción, líneas de emisión u otras variaciones en la intensidad de la luz. Si se encuentran, estas características se pueden comparar con características conocidas en el espectro de varios compuestos químicos encontrados en experimentos donde ese compuesto se encuentra en la Tierra. Un elemento atómico muy común en el espacio es el hidrógeno. El espectro de la luz originalmente sin características que brilla a través del hidrógeno mostrará un espectro característico específico del hidrógeno que tiene características a intervalos regulares. Si se restringiera a las líneas de absorción, se vería similar a la ilustración (arriba a la derecha). Si se ve el mismo patrón de intervalos en un espectro observado desde una fuente distante pero que ocurre en longitudes de onda desplazadas, también se puede identificar como hidrógeno. Si se identifica la misma línea espectral en ambos espectros, pero en diferentes longitudes de onda, entonces el corrimiento al rojo se puede calcular usando la tabla a continuación. Determinar el corrimiento al rojo de un objeto de esta manera requiere un rango de frecuencia o longitud de onda. Para calcular el corrimiento al rojo, uno tiene que conocer la longitud de onda de la luz emitida en el marco de reposo de la fuente: en otras palabras, la longitud de onda que sería medida por un observador ubicado adyacente a la fuente y en movimiento conjunto con ella. Dado que en aplicaciones astronómicas esta medición no se puede realizar directamente, ya que eso requeriría viajar a la estrella distante de interés, en su lugar se utiliza el método que utiliza líneas espectrales descrito aquí. Los desplazamientos al rojo no se pueden calcular observando características no identificadas cuya frecuencia de fotogramas en reposo se desconoce, o con un espectro sin características o ruido blanco (fluctuaciones aleatorias en un espectro).

El desplazamiento hacia el rojo (y el desplazamiento hacia el azul) se puede caracterizar por la diferencia relativa entre las longitudes de onda (o frecuencia) observadas y emitidas por un objeto. En astronomía, se acostumbra referirse a este cambio usando una cantidad adimensional llamada z. Si λ representa la longitud de onda y f representa la frecuencia (nota, < span class="texhtml">λf = c donde c es la velocidad de la luz), entonces z se define mediante las ecuaciones:

Cálculo del rojizo, ${displaystyle z}$

Basado en longitud de onda	Basado en frecuencia
${displaystyle z={frac {lambda _{mathrm {obsv}-lambda _{mathrm {emit} ##{lambda _{mathrm {emit} }$	${displaystyle z={frac {fnmhmfnMicrom {Emit} }-f_{mathrm {obsv} {f}}} {f}}} {f}}}} {f}}} {f}}}}} {f}}}}} {f}}}$
${displaystyle 1+z={frac {lambda _{mathrm {obsv}{lambda _{mathrm {emit} }$	${displaystyle 1+z={frac {f_{mathrm {emit} {f}}} {f}}} {f}}}} {f}}} {f}}}}} {f}}}}} {f}}}$

Después de medir z, la distinción entre corrimiento al rojo y corrimiento al azul es simplemente una cuestión de si z es positivo o negativo. Por ejemplo, los desplazamientos al azul del efecto Doppler (z < 0) están asociados con objetos que se acercan (se acercan) al observador con la luz cambiando a mayores energías.. Por el contrario, los desplazamientos al rojo del efecto Doppler (z > 0) están asociados con objetos que se alejan (alejando) del observador con la luz cambiando a energías más bajas. Del mismo modo, los desplazamientos hacia el azul gravitacionales están asociados con la luz emitida por una fuente que reside dentro de un campo gravitatorio más débil observado desde un campo gravitatorio más fuerte, mientras que el desplazamiento hacia el rojo implica las condiciones opuestas.

Fórmulas de corrimiento al rojo

Redshift y blueshift

En la relatividad general, se pueden derivar varias fórmulas importantes de casos especiales para el corrimiento al rojo en ciertas geometrías especiales del espacio-tiempo, como se resume en la siguiente tabla. En todos los casos, la magnitud del cambio (el valor de z) es independiente de la longitud de onda.

Efecto Doppler

Efecto Doppler, amarillo (~575 nm longitud de onda) bola aparece verdoso (blueshift a ~565 nm longitud de onda) acercando observador, gira naranja (redshift a ~585 nm longitud de onda) mientras pasa, y regresa a amarillo cuando el movimiento se detiene. Para observar tal cambio de color, el objeto tendría que viajar aproximadamente a 5.200 km/s, o alrededor de 75 veces más rápido que el registro de velocidad para la sonda espacial más rápida hecha por el hombre.

Si una fuente de luz se aleja de un observador, se produce un corrimiento al rojo (z > 0); si la fuente se mueve hacia el observador, se produce un corrimiento al azul (z < 0). Esto es cierto para todas las ondas electromagnéticas y se explica por el efecto Doppler. En consecuencia, este tipo de desplazamiento al rojo se denomina desplazamiento al rojo Doppler. Si la fuente se aleja del observador con una velocidad v, que es mucho menor que la velocidad de la luz (< i>v ≪ c), el corrimiento al rojo viene dado por

${displaystyle zapprox {frac {C}}$ (since ${displaystyle gamma approx 1}$)

donde c es la velocidad de la luz. En el efecto Doppler clásico, la frecuencia de la fuente no se modifica, pero el movimiento de recesión provoca la ilusión de una frecuencia más baja.

Un tratamiento más completo del corrimiento al rojo Doppler requiere considerar los efectos relativistas asociados con el movimiento de fuentes cercanas a la velocidad de la luz. Una derivación completa del efecto se puede encontrar en el artículo sobre el efecto Doppler relativista. En resumen, los objetos que se mueven cerca de la velocidad de la luz experimentarán desviaciones de la fórmula anterior debido a la dilatación del tiempo de la relatividad especial que se puede corregir introduciendo el factor de Lorentz γ en la fórmula Doppler clásica de la siguiente manera (para movimiento únicamente en la línea de visión):

${displaystyle 1+z=left(1+{frac {c}right)gamma.}$

Este fenómeno se observó por primera vez en un experimento de 1938 realizado por Herbert E. Ives y G.R. Stilwell, llamado el experimento Ives-Stilwell.

Dado que el factor de Lorentz depende únicamente de la magnitud de la velocidad, esto hace que el corrimiento hacia el rojo asociado con la corrección relativista sea independiente de la orientación del movimiento de la fuente. Por el contrario, la parte clásica de la fórmula depende de la proyección del movimiento de la fuente en la línea de visión, lo que produce diferentes resultados para diferentes orientaciones. Si θ es el ángulo entre la dirección del movimiento relativo y la dirección de emisión en el marco del observador (el ángulo cero está directamente alejado de el observador), la forma completa del efecto Doppler relativista se convierte en:

${displaystyle 1+z={frac {1+vcos(theta)/c}{sqrt {1-v^{2}/c^{2}}}$

y para el movimiento únicamente en la línea de visión (θ = 0°), esta ecuación se reduce a:

${displaystyle 1+z={sqrt {frac {1+v/c}{1-v/c}}}$

Para el caso especial de que la luz se mueva en ángulo recto (θ = 90°) con respecto a la dirección del movimiento relativo en el observador&# 39; s marco, el corrimiento al rojo relativista se conoce como el corrimiento al rojo transversal, y un corrimiento al rojo:

${displaystyle 1+z={frac {1}{sqrt {1-v^{2}/c^{2}}}$

se mide, aunque el objeto no se esté alejando del observador. Incluso cuando la fuente se está moviendo hacia el observador, si hay un componente transversal en el movimiento, entonces hay cierta velocidad a la que la dilatación simplemente cancela el desplazamiento hacia el azul esperado y, a mayor velocidad, la fuente que se aproxima se desplazará hacia el rojo.

Expansión del espacio

A principios del siglo XX, Slipher, Wirtz y otros realizaron las primeras mediciones de los desplazamientos al rojo y al azul de las galaxias más allá de la Vía Láctea. Inicialmente interpretaron estos desplazamientos hacia el rojo y hacia el azul como debidos a movimientos aleatorios, pero más tarde Lemaître (1927) y Hubble (1929), utilizando datos previos, descubrieron una correlación aproximadamente lineal entre los crecientes desplazamientos hacia el rojo y las distancias a las galaxias. Lemaître se dio cuenta de que estas observaciones podrían explicarse por un mecanismo de producción de desplazamientos al rojo visto en las soluciones de Friedmann a las ecuaciones de la relatividad general de Einstein. Todos los modelos que tienen una expansión métrica del espacio requieren la correlación entre los desplazamientos al rojo y las distancias. Como resultado, la longitud de onda de los fotones que se propagan a través del espacio en expansión se estira, creando el corrimiento al rojo cosmológico.

Existe una distinción entre un desplazamiento hacia el rojo en un contexto cosmológico en comparación con lo que se observa cuando los objetos cercanos exhiben un desplazamiento hacia el rojo por efecto Doppler local. En lugar de que los corrimientos al rojo cosmológicos sean una consecuencia de las velocidades relativas que están sujetas a las leyes de la relatividad especial (y por lo tanto sujetas a la regla de que dos objetos separados localmente no pueden tener velocidades relativas entre sí más rápidas que la velocidad de la luz), los fotones, en cambio, aumentan en longitud de onda y se desplazan hacia el rojo debido a una característica global del espacio-tiempo a través del cual viajan. Una interpretación de este efecto es la idea de que el espacio mismo se está expandiendo. Debido a que la expansión aumenta a medida que aumentan las distancias, la distancia entre dos galaxias remotas puede aumentar en más de 3×10⁸ m/s, pero esto no implica que las galaxias se muevan más rápido que la velocidad de la luz en su ubicación actual (que está prohibido por la covarianza de Lorentz).

Derivación matemática

Las consecuencias observacionales de este efecto se pueden derivar utilizando las ecuaciones de la relatividad general que describen un universo homogéneo e isotrópico.

Para derivar el efecto de corrimiento al rojo, use la ecuación geodésica para una onda de luz, que es

${displaystyle {2}=0=-c^{2}} {2}}}}$

dónde

• ds es el intervalo espacial
• ♪ es el intervalo de tiempo
• ♪ es el intervalo espacial
• c es la velocidad de la luz
• a es el factor de escala cósmica dependiente del tiempo
• k es la curvatura por área de unidad.

Para un observador que observa la cresta de una onda de luz en una posición r = 0 y tiempo t = t_ahora, la cresta de la onda de luz se emitió a la vez t = t_luego en el pasado y una posición distante r = R. La integración sobre el camino tanto en el espacio como en el tiempo que recorre la onda de luz produce:

${displaystyle cint _{t_{mathrm {} {fn} {fn} {fn} {fn} {fn}}} {fn}}}} {fnK}}} {fnK}}}} {fnK}}}}} {fnKfnKf}}}}} {dt}{a};= ¿Qué? {1-kr^{2}},}$

En general, la longitud de onda de la luz no es la misma para las dos posiciones y tiempos considerados debido a las propiedades cambiantes de la métrica. Cuando se emitió la onda, tenía una longitud de onda λ_entonces. La siguiente cresta de la onda de luz se emitió a la vez

${displaystyle t=t_{mathrm {then}+lambda _{mathrm {then}/c,}$

El observador ve la siguiente cresta de la onda de luz observada con una longitud de onda λ_ahora para llegar a un momento

${displaystyle t=t_{mathrm {now}+lambda _{mathrm {now}/c,}$

Dado que la cresta posterior se emite nuevamente desde r = R y se observa en r = 0, se puede escribir la siguiente ecuación:

${displaystyle cint _{t_{mathrm {then}+lambda _{mathrm {then} ¿Qué? }/c}{frac {dt}{a};= ¿Qué? {1-kr^{2}},}$

El lado derecho de las dos ecuaciones integrales anteriores son idénticos, lo que significa

${displaystyle cint _{t_{mathrm {then}+lambda _{mathrm {then} ¿Qué? }/c}{frac {dt}{a};=cint ¿Por qué? {dt} {a},}$

Usando la siguiente manipulación:

${displaystyle {begin{aligned}0 limit=int ¿Qué? {dt}{a}-int ¿Qué? }/c}{t_{mathrm {n}+lambda _{mathrm {n} }/c}{frac {dt}{a}\\\\fn}\\\\\fn}\\\\\\\\cH00}}\\\\\\\\\\\\\\\\\cH3}\\\\\\\\\\\\\\cH3}}}\\\cH3}}}}}}}}}}\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\cH}}}}}}}}\\\\\\\\\\\\\\ ¿Por qué? }/c}{frac {dt}{a}+int ¿Qué? }/c}{t_{mathrm {n}{frac} {dt}{a}-int ¿Qué? }/c}{t_{mathrm {n}+lambda _{mathrm {n} }/c}{frac {dt}{a}\\\\fn}\\\\\fn}\\\\\\\\cH00}}\\\\\\\\\\\\\\\\\cH3}\\\\\\\\\\\\\\cH3}}}\\\cH3}}}}}}}}}}\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\cH}}}}}}}}\\\\\\\\\\\\\\ ¿Por qué? ¿Por qué? ¿Por qué? }/c}{frac {dt}{a}+int ¿Qué? }/c}{t_{mathrm {n}+lambda _{mathrm {n} ¿Qué? ¿Por qué? }/c}{frac {dt}{a}-int ¿Por qué? }/c}{frac {dt} {dt}end{aligned}}$

encontramos que:

${displaystyle int _{t_{mathrm {n}}{t_{mathrm {n}+lambda _{mathrm {n} }/c}{frac {dt}{a};= ¿Por qué? }/c}{frac.$

Para variaciones muy pequeñas en el tiempo (durante el período de un ciclo de una onda de luz), el factor de escala es esencialmente una constante (a = a _n hoy y a = a_t anteriormente). Esto produce

${displaystyle {frac {t_{mathrm}+lambda _{mathrm {now} {fnMicroc} {fnK} Ahora. };={frac {fnK}+lambda _{mathrm {entonces} Entonces... } {frac {fnK} }{a_{mathrm {then}}} {}} {}} {fn}} {fn}}}} {fn}}}}}} {fn}}}}} {fn}}}} {fn}}}}}}}} {$

que se puede reescribir como

${displaystyle {frac {lambda _{mathrm {ahora}{lambda _{mathrm {then} }={frac {a_{mathrm {ahora} Entonces... },}$

Usando la definición de corrimiento al rojo provista arriba, la ecuación

${displaystyle 1+z={frac {a_{mathrm {a} {} {a_{mathrm}} {}} {}}} {}}} {}} {}}} {}}} {}}}} {}}} {}}} {}}}} {}}}}}} {}}}}} {}}}}}} {}}}}}}} {}}}}}}} {}}}}}}}}}}}}}}} {}}}}}}}}}}}}}}}}}} {}}}}}}}}}}}}}} {}}}}}}}}}}}}}}}}}}} {}}}}}}}}}}}}}}}}} {}}}}}}}}}}}}}}}}}} {}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}$

se obtiene. En un universo en expansión como el que habitamos, el factor de escala aumenta monótonamente a medida que pasa el tiempo, por lo tanto, z es positivo y las galaxias distantes aparecen desplazadas hacia el rojo.

Usando un modelo de la expansión del universo, el corrimiento al rojo se puede relacionar con la edad de un objeto observado, la llamada relación tiempo cósmico-corrimiento al rojo. Denote una relación de densidad como Ω₀:

${displaystyle Omega ¿Qué? ¿Qué?$

con ρ_crit la densidad crítica que delimita un universo que finalmente se contrae de uno que simplemente se expande. Esta densidad es de unos tres átomos de hidrógeno por metro cúbico de espacio. En corrimientos al rojo grandes, 1 + z > Ω₀⁻¹, uno encuentra:

${displaystyle t(z)approx {frac {2}{0}{0} {0}} {0}} {0}}} {0}}}} {cH} {0}}} {0}}}}}}}} {cH} {0}}}}} {0}}}}}}}}} {}}}}} { ¿Qué?$

donde H₀ es la constante de Hubble actual y < i>z es el corrimiento al rojo.

Distinguir entre efectos cosmológicos y locales

Para corrimientos al rojo cosmológicos de z < 0,01 desplazamientos al rojo y al azul Doppler adicionales debido a los movimientos peculiares de las galaxias entre sí provocan una amplia dispersión de la ley estándar de Hubble. La situación resultante se puede ilustrar con el Universo de Hoja de Goma en Expansión, una analogía cosmológica común utilizada para describir la expansión del espacio. Si dos objetos están representados por cojinetes de bolas y el espacio-tiempo por una hoja de goma que se estira, el efecto Doppler se produce al hacer rodar las bolas por la hoja para crear un movimiento peculiar. El corrimiento al rojo cosmológico ocurre cuando los cojinetes de bolas se pegan a la hoja y la hoja se estira.

Los desplazamientos hacia el rojo de las galaxias incluyen un componente relacionado con la velocidad de recesión de la expansión del universo y un componente relacionado con el movimiento peculiar (desplazamiento Doppler). El corrimiento al rojo debido a la expansión del universo depende de la velocidad de recesión de una manera determinada por el modelo cosmológico elegido para describir la expansión del universo, que es muy diferente de cómo el corrimiento al rojo Doppler depende de la velocidad local. Al describir el origen de la expansión cosmológica del corrimiento al rojo, el cosmólogo Edward Robert Harrison dijo: "La luz sale de una galaxia, que está estacionaria en su región local del espacio, y finalmente es recibida por observadores que están estacionarios en su propia región local del espacio". Entre la galaxia y el observador, la luz viaja a través de vastas regiones del espacio en expansión. Como resultado, todas las longitudes de onda de la luz se estiran por la expansión del espacio. Es tan simple como eso..." Steven Weinberg aclaró: "El aumento de la longitud de onda desde la emisión hasta la absorción de la luz no depende de la tasa de cambio de a(t) [aquí a(t) es el factor de escala de Robertson–Walker] en los tiempos de emisión o absorción, sino sobre el incremento de a(t) en todo el período desde la emisión hasta la absorción.& #34;

La literatura popular suele utilizar la expresión "desplazamiento al rojo Doppler" en lugar de "desplazamiento al rojo cosmológico" para describir el corrimiento al rojo de las galaxias dominadas por la expansión del espacio-tiempo, pero el corrimiento al rojo cosmológico no se encuentra utilizando la ecuación Doppler relativista que, en cambio, se caracteriza por la relatividad especial; por lo tanto v > c es imposible mientras que, en cambio, v > c es posible para desplazamientos al rojo cosmológicos porque el espacio que separa los objetos (por ejemplo, un cuásar de la Tierra) puede expandirse más rápido que la velocidad de la luz. Más matemáticamente, el punto de vista de que "las galaxias distantes se están alejando" y el punto de vista de que "el espacio entre las galaxias se está expandiendo" están relacionados cambiando los sistemas de coordenadas. Expresar esto con precisión requiere trabajar con las matemáticas de la métrica de Friedmann-Robertson-Walker.

Si el universo se contrajera en lugar de expandirse, veríamos galaxias distantes desplazadas hacia el azul en una cantidad proporcional a su distancia en lugar de desplazadas hacia el rojo.

Desplazamiento al rojo gravitacional

En la teoría de la relatividad general, existe una dilatación del tiempo dentro de un pozo gravitatorio. Esto se conoce como desplazamiento al rojo gravitacional o desplazamiento de Einstein. La derivación teórica de este efecto se deriva de la solución de Schwarzschild de las ecuaciones de Einstein que produce la siguiente fórmula para el corrimiento al rojo asociado con un fotón que viaja en el campo gravitatorio de una masa esféricamente simétrica, sin carga y sin rotación:

${displaystyle 1+z={frac {2}}}}}$

dónde

• G es la constante gravitacional,
• M es la masa del objeto creando el campo gravitacional,
• r es la coordinación radial de la fuente (que es análoga a la distancia clásica del centro del objeto, pero es en realidad una coordinación Schwarzschild), y
• c es la velocidad de la luz.

Este resultado del corrimiento al rojo gravitatorio se puede derivar de los supuestos de la relatividad especial y el principio de equivalencia; no se requiere la teoría completa de la relatividad general.

El efecto es muy pequeño pero medible en la Tierra utilizando el efecto Mössbauer y se observó por primera vez en el experimento Pound-Rebka. Sin embargo, es significativo cerca de un agujero negro, y cuando un objeto se acerca al horizonte de eventos, el desplazamiento hacia el rojo se vuelve infinito. También es la causa dominante de las grandes fluctuaciones de temperatura a escala angular en la radiación de fondo cósmico de microondas (ver efecto Sachs-Wolfe).

Observaciones en astronomía

El corrimiento al rojo observado en astronomía se puede medir porque los espectros de emisión y absorción de los átomos son distintivos y bien conocidos, calibrados a partir de experimentos espectroscópicos en laboratorios en la Tierra. Cuando se mide el corrimiento al rojo de varias líneas de absorción y emisión de un solo objeto astronómico, se encuentra que z es notablemente constante. Aunque los objetos distantes pueden estar ligeramente borrosos y las líneas ensanchadas, esto no puede explicarse más que por el movimiento térmico o mecánico de la fuente. Por estas y otras razones, el consenso entre los astrónomos es que los desplazamientos al rojo que observan se deben a alguna combinación de las tres formas establecidas de desplazamientos al rojo de tipo Doppler. Las hipótesis y explicaciones alternativas para el corrimiento al rojo, como la luz cansada, generalmente no se consideran plausibles.

La espectroscopia, como medida, es considerablemente más difícil que la simple fotometría, que mide el brillo de los objetos astronómicos a través de ciertos filtros. Cuando los datos fotométricos son todo lo que está disponible (por ejemplo, el campo profundo del Hubble y el campo ultraprofundo del Hubble), los astrónomos confían en una técnica para medir los desplazamientos al rojo fotométricos. Debido a los amplios rangos de longitud de onda en los filtros fotométricos y las suposiciones necesarias sobre la naturaleza del espectro en la fuente de luz, los errores para este tipo de mediciones pueden variar hasta δz = 0,5, y son mucho menos fiables que las determinaciones espectroscópicas. Sin embargo, la fotometría al menos permite una caracterización cualitativa de un corrimiento al rojo. Por ejemplo, si un espectro similar al Sol tuviera un corrimiento al rojo de z = 1, sería más brillante en el infrarrojo que en el amarillo-verde. color asociado con el pico de su espectro de cuerpo negro, y la intensidad de la luz se reducirá en el filtro por un factor de cuatro, (1 + z)² . Tanto la tasa de recuento de fotones como la energía de los fotones se desplazan hacia el rojo. (Consulte la corrección K para obtener más detalles sobre las consecuencias fotométricas del corrimiento al rojo).

Observaciones locales

En los objetos cercanos (dentro de nuestra galaxia, la Vía Láctea), los desplazamientos hacia el rojo observados casi siempre están relacionados con las velocidades en la línea de visión asociadas con los objetos observados. Las observaciones de tales desplazamientos al rojo y al azul han permitido a los astrónomos medir velocidades y parametrizar las masas de las estrellas en órbita en binarios espectroscópicos, un método empleado por primera vez en 1868 por el astrónomo británico William Huggins. De manera similar, los pequeños desplazamientos al rojo y al azul detectados en las mediciones espectroscópicas de estrellas individuales son una forma en que los astrónomos han podido diagnosticar y medir la presencia y las características de los sistemas planetarios alrededor de otras estrellas e incluso han realizado mediciones diferenciales muy detalladas de los desplazamientos al rojo durante los tránsitos planetarios para determinar parámetros orbitales precisos. En la heliosismología se utilizan mediciones finamente detalladas de los corrimientos al rojo para determinar los movimientos precisos de la fotosfera del Sol. Los desplazamientos al rojo también se han utilizado para realizar las primeras mediciones de las tasas de rotación de los planetas, las velocidades de las nubes interestelares, la rotación de las galaxias y la dinámica de acreción en estrellas de neutrones y agujeros negros que exhiben desplazamientos al rojo gravitacionales y Doppler. Además, las temperaturas de varios objetos emisores y absorbentes se pueden obtener midiendo el ensanchamiento Doppler, es decir, desplazamientos al rojo y al azul en una sola línea de emisión o absorción. Al medir la ampliación y los cambios de la línea de hidrógeno de 21 centímetros en diferentes direcciones, los astrónomos han podido medir las velocidades de recesión del gas interestelar, lo que a su vez revela la curva de rotación de nuestra Vía Láctea. Se han realizado mediciones similares en otras galaxias, como Andrómeda. Como herramienta de diagnóstico, las mediciones de corrimiento al rojo son una de las mediciones espectroscópicas más importantes realizadas en astronomía.

Observaciones extragalácticas

Los objetos más distantes exhiben desplazamientos hacia el rojo más grandes correspondientes al flujo de Hubble del universo. El corrimiento al rojo más grande observado, correspondiente a la mayor distancia y más atrás en el tiempo, es el de la radiación de fondo cósmico de microondas; el valor numérico de su corrimiento al rojo es aproximadamente z = 1089 (z = 0< /span> corresponde al tiempo presente), y muestra el estado del universo hace unos 13.800 millones de años, y 379.000 años después de los momentos iniciales del Big Bang.

Los núcleos luminosos en forma de puntos de los cuásares fueron los primeros "desplazamientos al rojo elevados" (z > 0.1) objetos descubiertos antes de que la mejora de los telescopios permitiera el descubrimiento de otras galaxias de alto corrimiento al rojo.

Para galaxias más distantes que el Grupo Local y el cercano Cúmulo de Virgo, pero dentro de los mil megaparsecs aproximadamente, el corrimiento al rojo es aproximadamente proporcional a la distancia de la galaxia. Esta correlación fue observada por primera vez por Edwin Hubble y se conoce como la ley de Hubble. Vesto Slipher fue el primero en descubrir los desplazamientos al rojo galácticos, alrededor del año 1912, mientras que el Hubble correlacionó las medidas de Slipher con las distancias que midió por otros medios para formular su Ley. En el modelo cosmológico ampliamente aceptado basado en la relatividad general, el corrimiento al rojo es principalmente el resultado de la expansión del espacio: esto significa que cuanto más lejos está una galaxia de nosotros, más se ha expandido el espacio desde que la luz salió de esa galaxia, por lo tanto, cuanto más se ha estirado la luz, más desplazada hacia el rojo está la luz y, por lo tanto, más rápido parece alejarse de nosotros. La ley de Hubble se deriva en parte del principio copernicano. Debido a que generalmente no se sabe qué tan luminosos son los objetos, medir el corrimiento al rojo es más fácil que las mediciones de distancia más directas, por lo que el corrimiento al rojo a veces se convierte en la práctica en una medición de distancia cruda utilizando la ley de Hubble.

Las interacciones gravitatorias de las galaxias entre sí y los cúmulos provocan una dispersión significativa en el gráfico normal del diagrama de Hubble. Las peculiares velocidades asociadas con las galaxias superponen un rastro aproximado de la masa de objetos virializados en el universo. Este efecto conduce a fenómenos tales como galaxias cercanas (como la galaxia de Andrómeda) que exhiben desplazamientos hacia el azul a medida que caemos hacia un baricentro común, y mapas de desplazamiento hacia el rojo de cúmulos que muestran un efecto de dedos de dios debido a la dispersión de velocidades peculiares en una distribución aproximadamente esférica. Este componente adicional brinda a los cosmólogos la oportunidad de medir las masas de los objetos independientemente de la relación masa-luz (la relación entre la masa de una galaxia en masas solares y su brillo en luminosidades solares), una herramienta importante para medir la oscuridad. importar.

La relación lineal de la ley de Hubble entre la distancia y el corrimiento al rojo asume que la tasa de expansión del universo es constante. Sin embargo, cuando el universo era mucho más joven, la tasa de expansión, y por lo tanto la "constante" de Hubble, era mayor de lo que es hoy. Entonces, para galaxias más distantes, cuya luz ha estado viajando hacia nosotros durante mucho más tiempo, la aproximación de la tasa de expansión constante falla y la ley de Hubble se convierte en una relación integral no lineal y depende de la historia de la tasa de expansión desde la emisión. de la luz de la galaxia en cuestión. Las observaciones de la relación corrimiento al rojo-distancia se pueden usar, entonces, para determinar la historia de expansión del universo y, por lo tanto, el contenido de materia y energía.

Si bien durante mucho tiempo se creyó que la tasa de expansión ha estado disminuyendo continuamente desde el Big Bang, las observaciones recientes de la relación desplazamiento al rojo-distancia utilizando supernovas de tipo Ia han sugerido que en tiempos relativamente recientes la tasa de expansión del universo ha comenzado a acelerarse..

Desplazamientos al rojo más altos

Parcela de distancia (en giga años luz) vs redshift según el modelo Lambda-CDM. d_H (en negro sólido) es la distancia adecuada de la Tierra a la ubicación con el cambio rojo Hubble z mientras ct_LB (en rojo dotado) es la velocidad de la luz multiplicada por el tiempo de retrospectiva a Hubble redshift z. La distancia adecuada es la distancia física similar al espacio entre aquí y la ubicación distante, asintocando al tamaño del universo observable en unos 47 mil millones de años luz. El tiempo de retrospectiva es la distancia que un fotón viajó desde el momento en que fue emitido a ahora dividido por la velocidad de la luz, con una distancia máxima de 13.8 billones de años luz correspondientes a la edad del universo.

Actualmente, los objetos con los desplazamientos al rojo más altos conocidos son las galaxias y los objetos que producen estallidos de rayos gamma. Los corrimientos al rojo más confiables provienen de datos espectroscópicos, y el corrimiento al rojo espectroscópico más alto confirmado de una galaxia es el de GN-z11, con un corrimiento al rojo de z = 11.1, correspondiente a 400 millones de años después del Big Bang. El récord anterior lo ostentaba UDFy-38135539 con un corrimiento al rojo de z = 8,6, correspondiente a 600 millones de años después del Big Bang. Ligeramente menos fiables son los desplazamientos al rojo de rotura de Lyman, el más alto de los cuales es la galaxia con lente A1689-zD1 con un desplazamiento al rojo z = 7,5 y el siguiente más alto es z = 7.0. El estallido de rayos gamma observado más distante con una medición espectroscópica de corrimiento al rojo fue GRB 090423, que tuvo un corrimiento al rojo de z = 8.2. El cuásar más lejano conocido, ULAS J1342+0928, se encuentra en z = 7,54. La radiogalaxia de desplazamiento al rojo más alta conocida (TGSS1530) tiene un desplazamiento al rojo z = 5,72 y el material molecular de desplazamiento al rojo más conocido es la detección de emisión de la molécula de CO del cuásar SDSS J1148+5251 en z = 6,42.

Los objetos extremadamente rojos (ERO) son fuentes astronómicas de radiación que irradian energía en la parte roja e infrarroja cercana del espectro electromagnético. Estas pueden ser galaxias con estallido estelar que tienen un alto corrimiento al rojo acompañado de enrojecimiento por el polvo intermedio, o podrían ser galaxias elípticas con un alto corrimiento al rojo con una población estelar más antigua (y por lo tanto más roja). Los objetos que son incluso más rojos que los ERO se denominan objetos hiper extremadamente rojos (HERO).

El fondo cósmico de microondas tiene un corrimiento al rojo de z = 1089, que corresponde a una edad de aproximadamente 379 000 años después del Big Bang y a una distancia adecuada de más de 46 000 millones de luz- años. La primera luz aún por observar de las estrellas más antiguas de la Población III, no mucho después de que se formaron los átomos y el CMB dejó de absorberse casi por completo, puede tener corrimientos al rojo en el rango de 20 < z < 100. Otros eventos de alto corrimiento al rojo predichos por la física pero no observables actualmente son el fondo de neutrinos cósmicos de aproximadamente dos segundos después del Big Bang (y un corrimiento al rojo superior a z > 10¹⁰) y el fondo de ondas gravitacionales cósmicas emitidas directamente por la inflación con un corrimiento al rojo superior a z > 10²⁵.

En junio de 2015, los astrónomos reportaron evidencia de estrellas de Población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 en z = 6.60. Es probable que tales estrellas hayan existido en el universo muy primitivo (es decir, con un alto desplazamiento al rojo) y pueden haber comenzado la producción de elementos químicos más pesados que el hidrógeno que se necesitan para la posterior formación de planetas y la vida tal como la conocemos.

Encuestas de corrimiento al rojo

Rendering of the 2dFGRS data

Con la llegada de los telescopios automatizados y las mejoras en los espectroscopios, se han realizado varias colaboraciones para cartografiar el universo en el espacio de corrimiento al rojo. Al combinar el corrimiento al rojo con datos de posición angular, un estudio de corrimiento al rojo mapea la distribución 3D de la materia dentro de un campo del cielo. Estas observaciones se utilizan para medir las propiedades de la estructura a gran escala del universo. La Gran Muralla, un vasto supercúmulo de galaxias de más de 500 millones de años luz de ancho, proporciona un ejemplo dramático de una estructura a gran escala que las encuestas de corrimiento al rojo pueden detectar.

El primer sondeo de corrimiento al rojo fue el CfA Redshift Survey, iniciado en 1977 y la recopilación de datos inicial se completó en 1982. Más recientemente, el 2dF Galaxy Redshift Survey determinó la estructura a gran escala de una sección del universo, midiendo los corrimientos al rojo durante más de 220.000 galaxias; La recopilación de datos se completó en 2002 y el conjunto de datos final se publicó el 30 de junio de 2003. El Sloan Digital Sky Survey (SDSS) está en curso a partir de 2013 y tiene como objetivo medir los desplazamientos al rojo de alrededor de 3 millones de objetos. SDSS ha registrado desplazamientos al rojo para galaxias de hasta 0,8 y ha estado involucrado en la detección de cuásares más allá de z = 6. El DEEP2 Redshift Survey utiliza los telescopios Keck con el nuevo "DEIMOS" espectrógrafo; Como continuación del programa piloto DEEP1, DEEP2 está diseñado para medir galaxias débiles con desplazamientos al rojo de 0,7 y superiores, y por lo tanto está previsto proporcionar un complemento de alto desplazamiento al rojo para SDSS y 2dF.

Efectos de la óptica física o transferencia radiativa

Las interacciones y los fenómenos resumidos en los temas de transferencia radiativa y óptica física pueden provocar cambios en la longitud de onda y la frecuencia de la radiación electromagnética. En tales casos, los cambios corresponden a una transferencia de energía física a la materia u otros fotones en lugar de una transformación entre marcos de referencia. Dichos cambios pueden deberse a fenómenos físicos como los efectos de coherencia o la dispersión de radiación electromagnética, ya sea de partículas elementales cargadas, de partículas o de fluctuaciones del índice de refracción en un medio dieléctrico, como ocurre en el fenómeno de radio de los silbatos de radio. Si bien estos fenómenos a veces se denominan "desplazamientos al rojo" y "desplazamientos al azul", en astrofísica, las interacciones luz-materia que resultan en cambios de energía en el campo de radiación generalmente se denominan "enrojecimiento" en lugar de "corrimiento al rojo" que, como término, normalmente se reserva para los efectos antes comentados.

En muchas circunstancias, la dispersión hace que la radiación se enrojezca porque la entropía da como resultado el predominio de muchos fotones de baja energía sobre unos pocos de alta energía (mientras se conserva la energía total). Excepto posiblemente bajo condiciones cuidadosamente controladas, la dispersión no produce el mismo cambio relativo en la longitud de onda en todo el espectro; es decir, cualquier z calculado es generalmente una función de la longitud de onda. Además, la dispersión de medios aleatorios generalmente ocurre en muchos ángulos, y z es una función del ángulo de dispersión. Si se produce una dispersión múltiple, o si las partículas de dispersión tienen un movimiento relativo, generalmente también hay distorsión de las líneas espectrales.

En la astronomía interestelar, los espectros visibles pueden aparecer más rojos debido a los procesos de dispersión en un fenómeno conocido como enrojecimiento interestelar; de manera similar, la dispersión de Rayleigh causa el enrojecimiento atmosférico del Sol que se ve al amanecer o al atardecer y hace que el resto del cielo tenga un color azul Este fenómeno es distinto del desplazamiento al rojo porque las líneas espectroscópicas no se desplazan a otras longitudes de onda en los objetos enrojecidos y hay una atenuación y distorsión adicionales asociadas con el fenómeno debido a que los fotones se dispersan dentro y fuera del objeto. línea de visión.

Cambio de azul

Lo opuesto a un desplazamiento hacia el rojo es un desplazamiento hacia el azul. Un desplazamiento hacia el azul es cualquier disminución de la longitud de onda (aumento de la energía), con el correspondiente aumento de la frecuencia, de una onda electromagnética. En luz visible, esto cambia un color hacia el extremo azul del espectro.

Desplazamiento al azul Doppler

Doppler redshift y blueshift

El corrimiento al azul Doppler es causado por el movimiento de una fuente hacia el observador. El término se aplica a cualquier disminución de la longitud de onda y aumento de la frecuencia causados por el movimiento relativo, incluso fuera del espectro visible. Solo los objetos que se mueven a velocidades casi relativistas hacia el observador son notablemente más azules a simple vista, pero la longitud de onda de cualquier fotón reflejado o emitido u otra partícula se acorta en la dirección del viaje.

Doppler blueshift se utiliza en astronomía para determinar el movimiento relativo:

• La galaxia Andromeda se mueve hacia nuestra propia galaxia de Vía Láctea dentro del Grupo Local; así, cuando se observa desde la Tierra, su luz está experimentando un blueshift.
• Componentes de un sistema de estrella binaria serán desgastados al moverse hacia la Tierra
• Al observar galaxias espirales, el lado girando hacia nosotros tendrá un ligero blueshift relativa a el lado girando lejos de nosotros (ver relación Tully-Fisher).
• Los Blazars son conocidos por impulsar jets relativistas hacia nosotros, emitiendo radiación sincrotron y bremsstrahlung que parece desgastado.
• Estrellas cercanas como la estrella de Barnard se están moviendo hacia nosotros, dando como resultado un pequeño blueshift.
• Doppler blueshift de objetos distantes con un alto z se puede restar de la red cosmológica mucho más grande para determinar el movimiento relativo en el universo en expansión.

Desplazamiento al azul gravitacional

Las olas de materia (protones, electrones, fotones, etc.) cayendo en un pozo de gravedad se vuelven más energéticas y se someten a un blueshifting independiente de observadores.

A diferencia del desplazamiento hacia el azul Doppler relativo, causado por el movimiento de una fuente hacia el observador y, por lo tanto, dependiente del ángulo recibido del fotón, el desplazamiento hacia el azul gravitacional es absoluto y no depende del ángulo recibido del fotón:

Los fotones saliendo de un objeto gravitatorio se vuelven menos energéticos. Esta pérdida de energía se conoce como un "rojo" como fotones en el espectro visible parecería más rojo. Del mismo modo, los fotones que caen en un campo gravitacional se vuelven más energéticos y exhiben un blueshifting.... Tenga en cuenta que la magnitud del efecto de rojiza (blueshifting) no es una función del ángulo emitido o el ángulo recibido del fotón, sino que depende sólo de cuán lejos radialmente el fotón tuvo que salir de (caer en) el pozo potencial.

Es una consecuencia natural de la conservación de la energía y la equivalencia masa-energía, y se confirmó experimentalmente en 1959 con el experimento Pound-Rebka. El desplazamiento hacia el azul gravitacional contribuye a la anisotropía del fondo cósmico de microondas (CMB) a través del efecto Sachs-Wolfe: cuando un pozo gravitatorio evoluciona mientras pasa un fotón, la cantidad de desplazamiento hacia el azul al acercarse diferirá de la cantidad de desplazamiento hacia el rojo gravitacional cuando abandona la región.

Valores atípicos azules

Hay galaxias activas lejanas que muestran un desplazamiento hacia el azul en sus líneas de emisión [O III]. Uno de los desplazamientos hacia el azul más grandes se encuentra en el cuásar de línea estrecha, PG 1543+489, que tiene una velocidad relativa de -1150 km/s. Este tipo de galaxias se denominan "valores atípicos azules".

Desplazamiento azul cosmológico

En un universo hipotético que se sometiera a una contracción Big Crunch fuera de control, se observaría un desplazamiento hacia el azul cosmológico, con galaxias más lejanas cada vez más desplazadas hacia el azul, exactamente lo contrario del desplazamiento hacia el rojo cosmológico realmente observado en el universo en expansión actual.