Redshift

Este artículo trata sobre el fenómeno astronómico. Para otros usos, consulte Redshift (desambiguación). Líneas de absorción en el espectro visible de un supercúmulo de galaxias distantes (derecha), en comparación con las líneas de absorción en el espectro visible del Sol (izquierda). Las flechas indican corrimiento al rojo. La longitud de onda aumenta hacia el rojo y más allá (la frecuencia disminuye).

Relatividad general
$$ GRAMO μ ν+Λ gramo μ ν= 8 π GRAMO C 4 T μ ν {\ Displaystyle G _ {\ mu \ nu} + \ Lambda g _ {\ mu \ nu} = {8 \ pi G \ sobre c ^ {4}} T _ {\ mu \ nu}}
Introducción Historia Formulación matemática Pruebas
Conceptos fundamentales Principio de equivalencia Relatividad especial Línea mundial Variedad pseudo-riemanniana
Fenómenos Problema de Kepler Lente gravitacional Ondas gravitacionales Arrastrar fotogramas Efecto geodésico Horizonte de eventos Singularidad Calabozo Tiempo espacial Diagramas de espacio-tiempo Espacio-tiempo de Minkowski Puente Einstein-Rosen
Ecuaciones Formalismos Ecuaciones Gravedad linealizada Ecuaciones de campo de Einstein Friedmann Geodésicas Mathisson – Papapetrou – Dixon Hamilton – Jacobi – Einstein Formalismos ADM BSSN Post-Newtoniano Teoría avanzada Teoría de Kaluza-Klein Gravedad cuántica
Soluciones Schwarzschild ( interior ) Reissner – Nordström Gödel Kerr Kerr – Newman Kasner Lemaître – Tolman Taub-NUT Milne Robertson – Walker onda de pp polvo de van Stockum Weyl-Lewis-Papapetrou
Científicos Einstein Lorentz Hilbert Poincaré Schwarzschild de Sitter Reissner Nordström Weyl Eddington Friedman Milne Zwicky Lemaître Gödel Rodador Robertson Bardeen Caminante Kerr Chandrasekhar Ehlers Penrose Hawking Raychaudhuri Taylor Hulse van Stockum Taub Hombre nuevo Yau Thorne otros
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Parte de una serie sobre
Cosmología física
Big Bang   Universo Edad del universo Cronología del universo
Universo temprano Inflación   Nucleosíntesis Antecedentes Onda gravitacional (GWB) Microondas (CMB)   Neutrino (CNB)
Expansión  Futuro Ley de Hubble   Redshift Expansión métrica del espacio Métrica FLRW   Ecuaciones de Friedmann Cosmología no homogénea Futuro de un universo en expansión Destino final del universo
Componentes  Estructura Componentes Modelo Lambda-CDM Energía oscura   Fluido   oscuro Materia oscura Estructura Forma del universo Filamento de galaxias   Formación de galaxias Gran grupo de cuásares Estructura a gran escala Reionización   Formación de estructuras
Experimentos Iniciativa Agujero Negro (BHI) Bumerang Explorador de fondo cósmico (COBE) Encuesta de energía oscura Proyecto Illustris Observatorio espacial de Planck Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Encuesta 2dF Galaxy Redshift ("2dF") Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP)
Científicos Aaronson Alfvén Alpher Bharadwaj Copérnico de Sitter Dicke Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hawking Hubble Lemaître Mather Newton Penrose Penzias Frotar Schmidt Smoot Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich Lista de cosmólogos
Historia de la asignatura Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo de microondas Historia de la teoría del Big Bang Interpretaciones religiosas de la teoría del Big Bang Cronología de las teorías cosmológicas
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Relatividad especial
Principio de relatividad Teoría de la relatividad
Cimientos Marco de referencia inercial Velocidad de la luz Ecuaciones de Maxwell Transformación de Lorentz
Consecuencias Dilatación del tiempo Contracción de la longitud Masa relativista Equivalencia masa-energía Relatividad de la simultaneidad Efecto Doppler relativista Precesión de tomás Disco relativista La paradoja de la nave espacial de Bell Paradoja de Ehrenfest
Tiempo espacial Espacio-tiempo de Minkowski Diagrama de espacio-tiempo Línea mundial Cono de luz
Dinámica Momento apropiado Masa adecuada Cuatro impulso
Historia Precursores Relatividad galilea Transformación galilea Teorías del éter
Gente Einstein Sommerfeld Michelson Morley FitzGerald Herglotz Lorentz Poincaré Minkowski Fizeau Abrahán Nació Planck von Laue Ehrenfest Tolman Dirac
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En física, un corrimiento al rojo es un aumento en la longitud de onda y la correspondiente disminución en la frecuencia y la energía fotónica de la radiación electromagnética (como la luz ). El cambio opuesto, una disminución de la longitud de onda y un aumento simultáneo de la frecuencia y la energía, se conoce como desplazamiento hacia el rojo negativo o desplazamiento hacia el 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 están separando ( desplazamiento al rojo " relativista ", un ejemplo del efecto Doppler relativista )
2. La radiación viaja hacia un objeto con un potencial gravitacional más débil, es decir, hacia un objeto en un espacio-tiempo menos curvado (más plano) ( desplazamiento al rojo gravitacional )
3. La radiación viaja a través del espacio en expansión ( corrimiento al rojo cosmológico ). La observación de que todas las fuentes de luz suficientemente distantes muestran un corrimiento al rojo correspondiente a su distancia de la Tierra se conoce como ley de Hubble.

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

Ejemplos de fuerte desplazamiento al rojo 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 observan 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 provocar un cambio en la frecuencia de la radiación electromagnética, incluidos los efectos de dispersión y ópticos ; sin embargo, los cambios resultantes se distinguen del corrimiento al rojo (astronómico) y generalmente no se los denomina como tales (consulte la sección sobre óptica física y transferencia radiativa).

El valor de un corrimiento al rojo a menudo se denota por 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 esgt; 1 para corrimientos al rojo, lt;1 para corrimientos al azul)).

• 1 Historia
• 2 Medición, caracterización e interpretación
• 3 fórmulas de Redshift
  • 3.1 Efecto Doppler
  • 3.2 Ampliación del espacio
    • 3.2.1 Derivación matemática
    • 3.2.2 Distinguir entre efectos cosmológicos y locales
  • 3.3 Desplazamiento al rojo gravitacional
• 4 Observaciones en astronomía
  • 4.1 Observaciones locales
  • 4.2 Observaciones extragalácticas
  • 4.3 Desplazamientos al rojo más altos
  • 4.4 Encuestas de Redshift
• 5 Efectos de la óptica física o transferencia radiativa
• 6 Véase también
• 7 referencias
• 8 fuentes
  • 8.1 Artículos
  • 8.2 Libros
• 9 Enlaces externos

Historia

La historia del tema comienza con el desarrollo en el siglo XIX de la mecánica ondulatoria y la exploración de fenómenos asociados al efecto Doppler. El efecto lleva el nombre de Christian Doppler, quien ofreció la primera explicación física conocida del fenómeno en 1842. La hipótesis fue probada y confirmada por ondas sonoras por el científico holandés Christophorus Buys Ballot en 1845. Doppler predijo correctamente que el fenómeno debería aplicarse a todos ondas, y en particular sugirió que los colores variables de las estrellas podrían atribuirse a su movimiento con respecto a la Tierra. Sin embargo, antes de que esto se verificara, se descubrió que los colores estelares se debían principalmente a la temperatura de una estrella, no al movimiento. Sólo más tarde fue justificado el Doppler mediante observaciones de corrimiento al rojo verificadas.

El primer corrimiento al rojo Doppler fue descrito por el físico francés Hippolyte Fizeau en 1848, quien señaló que el cambio en las líneas espectrales que se ven en las estrellas se debe 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, se confirmó el corrimiento al rojo óptico cuando se observó el fenómeno en las líneas de Fraunhofer utilizando la rotación solar, aproximadamente 0,1 Å en 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 corrimiento al rojo óptico en el laboratorio utilizando un sistema de espejos giratorios.

La primera aparición del término desplazamiento al rojo en la impresión (en esta forma con guiones) parece ser por el astrónomo estadounidense Walter S. Adams en 1908, en el que menciona "Dos métodos de investigar la naturaleza del desplazamiento al rojo nebular". La palabra no aparece sin guion hasta alrededor de 1934 por Willem de Sitter, lo que quizás indica que hasta ese momento su equivalente alemán, Rotverschiebung, se usaba más comúnmente.

Comenzando con las observaciones en 1912, Vesto Slipher descubrió que la mayoría de las galaxias espirales, que entonces se pensaba que eran nebulosas espirales, tenían considerables desplazamientos al rojo. 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 descubrimiento temprano de que la gran espiral de Andrómeda tenía una velocidad bastante excepcional de -300 km (/ s) mostró los medios disponibles entonces, capaces de investigar no sólo los espectros de las espirales sino también sus velocidades". Slipher informó las velocidades de 15 nebulosas espirales repartidas por toda la esfera celeste, todas menos tres con velocidades observables "positivas" (es decir, recesivas). Posteriormente, Edwin Hubble descubrió una relación aproximada entre los desplazamientos al rojo de tales "nebulosas" y las distancias a ellas con la formulación de la ley de Hubble que lleva su nombre. Estas observaciones corroboraron el trabajo de Alexander Friedmann de 1922, 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

Candidatas a galaxias con alto corrimiento al rojo en el campo ultraprofundo de Hubble 2012

Se puede medir el espectro de luz que proviene de una fuente (vea la ilustración del espectro idealizado arriba a la derecha). 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 luz originalmente sin rasgos que brillaba a través del hidrógeno mostrará un espectro característico específico del hidrógeno que tiene características a intervalos regulares. Si se limita a las líneas de absorción, se vería similar a la ilustración (arriba a la derecha). Si se observa el mismo patrón de intervalos en un espectro observado desde una fuente distante pero que ocurre en longitudes de onda cambiadas, también se puede identificar como hidrógeno. Si se identifica la misma línea espectral en ambos espectros, pero a diferentes longitudes de onda, el corrimiento al rojo se puede calcular utilizando la tabla siguiente. 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, se debe 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 mediría un observador ubicado adyacente a la fuente y en forma conjunta con ella. Dado que en aplicaciones astronómicas esta medición no se puede hacer directamente, porque eso requeriría viajar a la estrella distante de interés, se utiliza en su lugar el método que utiliza líneas espectrales que se describen aquí. Los desplazamientos al rojo no se pueden calcular observando entidades no identificadas cuya frecuencia de fotograma de reposo se desconoce, o con un espectro sin rasgos distintivos o con 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 de 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, λf = c donde c es la velocidad de la luz ), entonces z está definido por las ecuaciones:

Cálculo del corrimiento al rojo, $$z {\ Displaystyle z}

Basado en longitud de onda	Basado en frecuencia
$$z= λ o B s v - λ mi metro I t λ mi metro I t {\ Displaystyle z = {\ frac {\ lambda _ {\ mathrm {obsv}} - \ lambda _ {\ mathrm {emit}}} {\ lambda _ {\ mathrm {emit}}}}}	$$z= F mi metro I t - F o B s v F o B s v {\ Displaystyle z = {\ frac {f _ {\ mathrm {emit}} -f _ {\ mathrm {obsv}}} {f _ {\ mathrm {obsv}}}}}
$$1+z= λ o B s v λ mi metro I t {\ Displaystyle 1 + z = {\ frac {\ lambda _ {\ mathrm {obsv}}} {\ lambda _ {\ mathrm {emit}}}}}	$$1+z= F mi metro I t F o B s v {\ Displaystyle 1 + z = {\ frac {f _ {\ mathrm {emitir}}} {f _ {\ mathrm {obsv}}}}}

Después de medir z, la distinción entre desplazamiento al rojo y desplazamiento al azul es simplemente una cuestión de si z es positivo o negativo. Por ejemplo, los cambios al azul del efecto Doppler ( z lt;0) están asociados con objetos que se acercan (se mueven más cerca) del observador con la luz cambiando a energías mayores. Por el contrario, los corrimientos al rojo del efecto Doppler ( z gt; 0) están asociados con objetos que se alejan (alejándose) del observador con la luz cambiando a energías más bajas. Del mismo modo, los desplazamientos al azul gravitacional están asociados con la luz emitida por una fuente que reside dentro de un campo gravitacional más débil como se observa desde dentro de un campo gravitacional más fuerte, mientras que el desplazamiento al rojo gravitacional implica las condiciones opuestas.

Fórmulas de corrimiento al rojo

Redshift y blueshift

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

Resumen de corrimiento al rojo

Tipo de corrimiento al rojo	Geometría	Fórmula
Doppler relativista	Espacio de Minkowski ( espacio -tiempo plano)	Para un movimiento completamente en la dirección radial o en la línea de visión: $$ 1+z=γ ( 1 + v ∥ C )= 1 + v ∥ C 1 - v ∥ C {\ Displaystyle 1 + z = \ gamma \ left (1 + {\ frac {v _ {\ paralelo}} {c}} \ right) = {\ sqrt {\ frac {1 + {\ frac {v _ {\ paralelo} } {c}}} {1 - {\ frac {v _ {\ paralelo}} {c}}}}}} $$z≈ v ∥ C {\ Displaystyle z \ approx {\ frac {v _ {\ paralelo}} {c}}} Para pequeños $$ v ∥ {\ Displaystyle v _ {\ paralelo}} Para movimiento completamente en la dirección transversal: $$ 1+z= 1 1 - v ⊥ 2 C 2 {\ Displaystyle 1 + z = {\ frac {1} {\ sqrt {1 - {\ frac {v _ {\ perp} ^ {2}} {c ^ {2}}}}}}} $$ z≈ 1 2 ( v ⊥ C ) 2 {\ Displaystyle z \ approx {\ frac {1} {2}} \ left ({\ frac {v _ {\ perp}} {c}} \ right) ^ {2}} Para pequeños $$ v ⊥ {\ Displaystyle v _ {\ perp}}
Desplazamiento al rojo cosmológico	Espacio-tiempo FLRW (universo de Big Bang en expansión)	$$1+z= a norte o w a t h mi norte {\ Displaystyle 1 + z = {\ frac {a _ {\ mathrm {ahora}}} {a _ {\ mathrm {entonces}}}}} Ley de Hubble : $$ z≈ H 0 D C {\ Displaystyle z \ approx {\ frac {H_ {0} D} {c}}} por $$D≪ C H 0 {\ Displaystyle D \ ll {\ frac {c} {H_ {0}}}}
Desplazamiento al rojo gravitacional	Cualquier espacio-tiempo estacionario	$$1+z= gramo t t ( receptor ) gramo t t ( fuente ) {\ Displaystyle 1 + z = {\ sqrt {\ frac {g_ {tt} ({\ text {receptor}})} {g_ {tt} ({\ text {fuente}})}}}} Para la geometría de Schwarzschild : $$ 1+z= 1 - r S r receptor 1 - r S r fuente= 1 - 2 GRAMO METRO C 2 r receptor 1 - 2 GRAMO METRO C 2 r fuente {\ Displaystyle 1 + z = {\ sqrt {\ frac {1 - {\ frac {r_ {S}} {r _ {\ text {receptor}}}}} {1 - {\ frac {r_ {S}} { r _ {\ text {fuente}}}}}}} = {\ sqrt {\ frac {1 - {\ frac {2GM} {c ^ {2} r _ {\ text {receptor}}}}} {1- { \ frac {2GM} {c ^ {2} r _ {\ text {fuente}}}}}}}} $$ z≈ 1 2 ( r S r fuente - r S r receptor ) {\ Displaystyle z \ approx {\ frac {1} {2}} \ left ({\ frac {r_ {S}} {r _ {\ text {source}}}} - {\ frac {r_ {S}} { r _ {\ text {receptor}}}} \ right)} por $$r≫ r S {\ Displaystyle r \ gg r_ {S}} en términos de velocidad de escape : $$ z≈ 1 2 ( v mi C ) fuente 2- 1 2 ( v mi C ) receptor 2 {\ Displaystyle z \ approx {\ frac {1} {2}} \ left ({\ frac {v _ {\ text {e}}} {c}} \ right) _ {\ text {fuente}} ^ {2 } - {\ frac {1} {2}} \ left ({\ frac {v _ {\ text {e}}} {c}} \ right) _ {\ text {receptor}} ^ {2}} por $$ v mi≪C {\ Displaystyle v _ {\ text {e}} \ ll c}

efecto Doppler

Artículos principales: efecto Doppler y efecto Doppler relativista Efecto Doppler, bola amarilla (~ 575 nm de longitud de onda) aparece verdosa (desplazamiento del azul a ~ 565 nm de longitud de onda) al acercarse al observador, se vuelve naranja (desplazamiento al rojo a ~ 585 nm de longitud de onda) a medida que pasa y vuelve a amarillo cuando se detiene el movimiento. Para observar tal cambio de color, el objeto tendría que viajar a aproximadamente 5.200 km / s, o unas 75 veces más rápido que el récord de velocidad de 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 gt; 0); si la fuente se mueve hacia el observador, se produce un desplazamiento hacia el azul ( z lt;0). Esto es cierto para todas las ondas electromagnéticas y se explica por el efecto Doppler. En consecuencia, este tipo de corrimiento al rojo se denomina corrimiento al rojo Doppler. Si la fuente se aleja del observador con velocidad v, que es mucho menor que la velocidad de la luz ( v ≪ c), el corrimiento al rojo viene dado por

$$z≈ v C {\ Displaystyle z \ approx {\ frac {v} {c}}}     (desde)$$γ≈1 {\ 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. Se puede encontrar una derivación completa del efecto 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 puede corregirse introduciendo el factor de Lorentz γ en la fórmula Doppler clásica de la siguiente manera (para el movimiento únicamente en el línea de visión):

$$1+z= ( 1 + v C )γ. {\ Displaystyle 1 + z = \ left (1 + {\ frac {v} {c}} \ right) \ gamma.}

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

Dado que el factor de Lorentz depende solo de la magnitud de la velocidad, esto hace que el corrimiento al 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 del observador), la forma completa del efecto Doppler relativista se convierte en:

$$1+z= 1 + v porque ⁡ ( θ ) / C 1 - v 2 / C 2 {\ Displaystyle 1 + z = {\ frac {1 + v \ cos (\ 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:

$$1+z= 1 + v / C 1 - v / C {\ 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 °) a la dirección del movimiento relativo en el marco del observador, el desplazamiento al rojo relativista se conoce como desplazamiento al rojo transversal y desplazamiento al rojo:

$$1+z= 1 1 - v 2 / C 2 {\ Displaystyle 1 + z = {\ frac {1} {\ sqrt {1-v ^ {2} / c ^ {2}}}}}

se mide, aunque el objeto no se aleja 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 al azul esperado y, a mayor velocidad, la fuente que se aproxima se desplazará al rojo.

Expansión del espacio

Artículo principal: Expansión del universo

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 al rojo y al azul como debidos a movimientos aleatorios, pero más tarde Lemaître (1927) y Hubble (1929), utilizando datos anteriores, descubrieron una correlación aproximadamente lineal entre los crecientes desplazamientos al rojo y las distancias a las galaxias. Lemaître se dio cuenta de que estas observaciones podrían explicarse por un mecanismo de producción de corrimientos 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 corrimiento al rojo en el contexto cosmológico en comparación con el que se observa cuando los objetos cercanos exhiben un corrimiento al rojo local con efecto Doppler. En lugar de que los desplazamientos al rojo cosmológicos sean una consecuencia de las velocidades relativas que están sujetas a las leyes de la relatividad especial (y, por lo tanto, están 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), en cambio, los fotones aumentan en longitud de onda y se desplazan al 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 a más de 3 × 10 ⁸ m / s, pero esto no implica que las galaxias se muevan más rápido que la velocidad de la luz en su ubicación actual (que es 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

$$D s 2=0=- C 2D t 2+ a 2 D r 2 1 - k r 2 {\ displaystyle ds ^ {2} = 0 = -c ^ {2} dt ^ {2} + {\ frac {a ^ {2} dr ^ {2}} {1-kr ^ {2}}}}

dónde

• ds es elintervalo de espacio- tiempo
• dt es el intervalo de tiempo
• dr es el intervalo espacial
• c es la velocidad de la luz
• a es el factor de escala cósmico dependiente del tiempo
• k es la curvatura por unidad de área.

Para un observador observa la cresta de una onda de luz en una posición r = 0 y el tiempo t = t ahora, la cresta de la onda de luz se emite en un momento t = t a continuación, en el pasado y un distante posición r = R. La integración sobre el camino tanto en el espacio como en el tiempo que viaja la onda de luz produce:

$$C ∫ t t h mi norte t norte o w D t a= ∫ R 0 D r 1 - k r 2. {\ displaystyle c \ int _ {t _ {\ mathrm {entonces}}} ^ {t _ {\ mathrm {ahora}}} {\ frac {dt} {a}} \; = \ int _ {R} ^ {0 } {\ frac {dr} {\ sqrt {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.

$$t= t t h mi norte+ λ t h mi norte /C. {\ Displaystyle t = t _ {\ mathrm {luego}} + \ lambda _ {\ mathrm {luego}} / c \,.}

El observador ve la siguiente cresta de la onda de luz observada con una longitud de onda λ ahora para llegar a un tiempo

$$t= t norte o w+ λ norte o w /C. {\ Displaystyle t = t _ {\ mathrm {ahora}} + \ lambda _ {\ mathrm {ahora}} / c \,.}

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

$$C ∫ t t h mi norte + λ t h mi norte / C t norte o w + λ norte o w / C D t a= ∫ R 0 D r 1 - k r 2. {\ Displaystyle c \ int _ {t _ {\ mathrm {entonces}} + \ lambda _ {\ mathrm {entonces}} / c} ^ {t _ {\ mathrm {ahora}} + \ lambda _ {\ mathrm {ahora} } / c} {\ frac {dt} {a}} \; = \ int _ {R} ^ {0} {\ frac {dr} {\ sqrt {1-kr ^ {2}}}} \,. }

El lado derecho de las dos ecuaciones integrales anteriores es idéntico, lo que significa

$$C ∫ t t h mi norte + λ t h mi norte / C t norte o w + λ norte o w / C D t a=C ∫ t t h mi norte t norte o w D t a {\ Displaystyle c \ int _ {t _ {\ mathrm {entonces}} + \ lambda _ {\ mathrm {entonces}} / c} ^ {t _ {\ mathrm {ahora}} + \ lambda _ {\ mathrm {ahora} } / c} {\ frac {dt} {a}} \; = c \ int _ {t _ {\ mathrm {entonces}}} ^ {t _ {\ mathrm {ahora}}} {\ frac {dt} {a }} \,}

Usando la siguiente manipulación:

$$ 0 = ∫ t t t norte D t a - ∫ t t + λ t / C t norte + λ norte / C D t a = ∫ t t t t + λ t / C D t a + ∫ t t + λ t / C t norte D t a - ∫ t t + λ t / C t norte + λ norte / C D t a = ∫ t t t t + λ t / C D t a - ( ∫ t norte t t + λ t / C D t a + ∫ t t + λ t / C t norte + λ norte / C D t a ) = ∫ t t t t + λ t / C D t a - ∫ t norte t norte + λ norte / C D t a {\ displaystyle {\ begin {alineado} 0 amp; = \ int _ {t _ {\ mathrm {t}}} ^ {t _ {\ mathrm {n}}} {\ frac {dt} {a}} - \ int _ { t _ {\ mathrm {t}} + \ lambda _ {\ mathrm {t}} / c} ^ {t _ {\ mathrm {n}} + \ lambda _ {\ mathrm {n}} / c} {\ frac { dt} {a}} \\ amp; = \ int _ {t _ {\ mathrm {t}}} ^ {t _ {\ mathrm {t}} + \ lambda _ {\ mathrm {t}} / c} {\ frac {dt} {a}} + \ int _ {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}} / c} {\ frac {dt} {a}} \\ amp; = \ 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}} / c} {\ frac {dt} {a}} + \ int _ {t _ {\ mathrm {t}} + \ lambda _ {\ mathrm {t}} / c} ^ {t _ {\ mathrm {n}} + \ lambda _ {\ mathrm {n}} / c} {\ frac {dt} {a}} \ right) \\ amp; = \ int _ {t _ {\ mathrm {t}}} ^ {t _ {\ mathrm {t}} + \ lambda _ {\ mathrm {t}} / c} {\ frac {dt} {a}} - \ int _ {t _ {\ mathrm {n}}} ^ {t_ {\ mathrm {n}} + \ lambda _ {\ mathrm {n}} / c} {\ frac {dt} {a}} \ end {alineado}}}

encontramos eso:

$$ ∫ t norte t norte + λ norte / C D t a= ∫ t t t t + λ t / C D t a. {\ Displaystyle \ int _ {t _ {\ mathrm {n}}} ^ {t _ {\ mathrm {n}} + \ lambda _ {\ mathrm {n}} / c} {\ frac {dt} {a}} \; = \ int _ {t _ {\ mathrm {t}}} ^ {t _ {\ mathrm {t}} + \ lambda _ {\ mathrm {t}} / c} {\ frac {dt} {a}} \,.}

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

$$ t norte o w + λ norte o w / C a norte o w- t norte o w a norte o w= t t h mi norte + λ t h mi norte / C a t h mi norte- t t h mi norte a t h mi norte {\ Displaystyle {\ frac {t _ {\ mathrm {ahora}} + \ lambda _ {\ mathrm {ahora}} / c} {a _ {\ mathrm {ahora}}}} - {\ frac {t _ {\ mathrm { ahora}}} {a _ {\ mathrm {ahora}}}} \; = {\ frac {t _ {\ mathrm {entonces}} + \ lambda _ {\ mathrm {entonces}} / c} {a _ {\ mathrm { luego}}}} - {\ frac {t _ {\ mathrm {luego}}} {a _ {\ mathrm {luego}}}}}

que se puede reescribir como

$$ λ norte o w λ t h mi norte= a norte o w a t h mi norte. {\ displaystyle {\ frac {\ lambda _ {\ mathrm {ahora}}} {\ lambda _ {\ mathrm {entonces}}}} = {\ frac {a _ {\ mathrm {ahora}}} {a _ {\ mathrm {luego} }}}\,.}

Usando la definición de corrimiento al rojo proporcionada anteriormente, la ecuación

$$1+z= a norte o w a t h mi norte {\ Displaystyle 1 + z = {\ frac {a _ {\ mathrm {ahora}}} {a _ {\ mathrm {entonces}}}}}

es obtenido. En un universo en expansión como el que habitamos, el factor de escala aumenta monótonamente a medida que pasa el tiempo, por lo que z es positivo y las galaxias distantes aparecen desplazadas al 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 cósmica de tiempo- corrimiento al rojo. Denote una relación de densidad como Ω 0:

$$ Ω 0= ρ ρ critico , {\ Displaystyle \ Omega _ {0} = {\ frac {\ rho} {\ rho _ {\ text {crit}}}} \,}

con ρ crit la densidad crítica que delimita un universo que eventualmente se rompe de uno que simplemente se expande. Esta densidad es de aproximadamente tres átomos de hidrógeno por metro cúbico de espacio. En grandes desplazamientos al rojo, 1 + z gt; Ω 0 ⁻¹, se encuentra:

$$t(z)≈ 2 3 H 0 Ω 0 1 / 2 ( 1 + z ) 3 / 2 , {\ Displaystyle t (z) \ approx {\ frac {2} {3H_ {0} {\ Omega _ {0}} ^ {1/2} (1 + z) ^ {3/2}}} \,}

donde H 0 es la constante de Hubble actual, yz es el corrimiento al rojo.

Distinguir entre efectos cosmológicos y locales

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

Los desplazamientos al rojo de las galaxias incluyen tanto un componente relacionado con la velocidad de recesión de la expansión del universo como 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 deja 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 de 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 de emisión a absorción de luz no depende de la tasa de cambio de a ( t) [aquí a ( t) es el factor de escala de Robertson-Walker ] en los momentos de emisión o absorción, sino del aumento de a ( t) en todo el período desde la emisión hasta la absorción ".

La literatura popular utiliza a menudo la expresión "desplazamiento al rojo Doppler" en lugar de "desplazamiento al rojo cosmológico" para describir el desplazamiento al rojo de las galaxias dominadas por la expansión del espacio-tiempo, pero el desplazamiento al rojo cosmológico no se encuentra utilizando la ecuación de Doppler relativista, que en cambio se caracteriza por la relatividad especial ; por tanto, v gt; c es imposible mientras que, por el contrario, v gt; c es posible para los desplazamientos al rojo cosmológicos porque el espacio que separa los objetos (por ejemplo, un quásar 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 mediante el cambio de 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 al azul en una cantidad proporcional a su distancia en lugar de desplazadas al rojo.

Desplazamiento al rojo gravitacional

Artículo principal: Desplazamiento al rojo gravitacional

En la teoría de la relatividad general, hay una dilatación del tiempo dentro de un pozo gravitacional. Esto se conoce como desplazamiento al rojo gravitacional o desplazamiento de Einstein. La derivación teórica de este efecto se sigue de la solución de Schwarzschild de las ecuaciones de Einstein que produce la siguiente fórmula para desplazamiento al rojo asociado con un itinerante fotón en el campo gravitacional de una sin carga, no giratorio, con simetría esférica masa:

$$1+z= 1 1 - 2 GRAMO METRO r C 2, {\ Displaystyle 1 + z = {\ frac {1} {\ sqrt {1 - {\ frac {2GM} {rc ^ {2}}}}}},}

dónde

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

Este resultado de desplazamiento al rojo gravitacional puede derivarse 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 corrimiento al rojo se vuelve infinito. También es la causa dominante de grandes fluctuaciones de temperatura de escala angular en la radiación cósmica de fondo 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 de 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 verse ligeramente borrosos y las líneas ensanchadas, no es más de lo que puede explicarse por el movimiento térmico o mecánico de la fuente. Por estas y otras razones, el consenso entre los astrónomos es que los corrimientos al rojo que observan se deben a alguna combinación de las tres formas establecidas de corrimientos al rojo similares a 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 δ z = 0.5, y son mucho menos confiables que las determinaciones espectroscópicas. Sin embargo, la fotometría permite al menos 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 color amarillo verdoso asociado con el pico de su espectro de cuerpo negro, y la intensidad de la luz se reducirá en el filtrar por un factor de cuatro, (1 + z) ². Tanto la tasa de recuento de fotones como la energía de los fotones están desplazadas al rojo. (Consulte la corrección K para obtener más detalles sobre las consecuencias fotométricas del desplazamiento al rojo).

Observaciones locales

En los objetos cercanos (dentro de nuestra galaxia, la Vía Láctea ), los desplazamientos al rojo observados casi siempre están relacionados con las velocidades de la línea de visión asociadas con los objetos que se observan. 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 heliosismología se utilizan mediciones finamente detalladas de los desplazamientos 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 tanto Doppler como gravitacionales. Además, las temperaturas de varios objetos emisores y absorbentes pueden obtenerse midiendo el ensanchamiento Doppler, efectivamente corrimientos al rojo y al azul sobre una sola línea de emisión o absorción. Al medir el ensanchamiento 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, 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 mayores corrimientos al rojo correspondientes al flujo Hubble del universo. El desplazamiento al rojo más grande observado, correspondiente a la mayor distancia y el más lejano en el tiempo, es el de la radiación cósmica de fondo de microondas; el valor numérico de su corrimiento al rojo es aproximadamente z = 1089 ( z = 0 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 quásares fueron los primeros objetos de "alto corrimiento al rojo" ( z gt; 0.1) descubiertos antes de que la mejora de los telescopios permitiera el descubrimiento de otras galaxias de alto corrimiento al rojo.

Para las galaxias más distantes que el Grupo Local y el Cúmulo Virgo cercano, pero dentro de mil mega parsecs 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 ley de Hubble. Vesto Slipher fue el primero en descubrir los corrimientos al rojo galácticos, aproximadamente en el año 1912, mientras que 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 desplazamiento 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 en el tiempo desde que la luz dejó esa galaxia. por tanto, cuanto más se ha estirado la luz, más corrida al rojo está la luz y, por 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 burda utilizando la ley de Hubble.

Las interacciones gravitacionales de las galaxias entre sí y los cúmulos provocan una dispersión significativa en el diagrama normal del diagrama de Hubble. Las velocidades peculiares 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 al azul a medida que caemos hacia un baricentro común, y mapas de desplazamiento al 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 materia oscura.

La relación lineal de la ley de Hubble entre la distancia y el corrimiento al rojo supone 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 desplazamiento al rojo-distancia se pueden utilizar, 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 disminuido 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 comparativamente recientes la tasa de expansión del universo ha comenzado a acelerarse.

Desplazamientos al rojo más altos

Ver también: Lista de objetos más distantes por tipo Gráfico de distancia (en giga años luz ) frente al corrimiento al rojo según el modelo Lambda-CDM. d H (en negro sólido) es la distancia entre la Tierra y la ubicación con el corrimiento al rojo z del Hubble, mientras que ct LB (en rojo punteado) es la velocidad de la luz multiplicada por el tiempo de retroceso al corrimiento al rojo z del Hubble. La distancia comoving es la distancia similar a un espacio físico entre aquí y la ubicación distante, asíntota al tamaño del universo observable a unos 47 mil millones de años luz. El tiempo de retroceso es la distancia que viajó un fotón desde el momento en que se emitió hasta ahora dividido por la velocidad de la luz, con una distancia máxima de 13.800 millones de años luz correspondiente a la edad del universo.

Actualmente, los objetos con los mayores desplazamientos al rojo 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 tenía UDFy-38135539 con un corrimiento al rojo de z = 8,6, correspondiente a 600 millones de años después del Big Bang. Un poco menos fiables son los corrimientos al rojo con ruptura de Lyman, el más alto de los cuales es la galaxia A1689-zD1 con lente con un corrimiento 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 de corrimiento al rojo espectroscópico fue GRB 090423, que tuvo un corrimiento al rojo de z = 8.2. El cuásar conocido más distante, ULAS J1342 + 0928, está 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 alto conocido es la detección de la emisión de la molécula de CO del quásar 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 altamente corridas al rojo con una población estelar más vieja (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, lo que corresponde a una edad de aproximadamente 379.000 años después del Big Bang y una distancia comoving de más de 46.000 millones de años luz. La primera luz aún por observar de las estrellas más antiguas de la Población III, poco después de que los átomos se formaran por primera vez y el CMB dejara de ser absorbido casi por completo, puede tener corrimientos al rojo en el rango de 20 lt; z lt;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 en exceso de z gt; 10 ¹⁰) y el fondo de ondas gravitacionales cósmicas emitidas directamente por la inflación en un corrimiento al rojo. en exceso de z gt; 10 ²⁵.

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

Encuestas de Redshift

Representación de los datos 2dFGRS Artículo principal: encuesta Redshift

Con la llegada de los telescopios automatizados y las mejoras en los espectroscopios, se han realizado varias colaboraciones para mapear el universo en el espacio de desplazamiento al rojo. Al combinar el desplazamiento al rojo con los datos de posición angular, un estudio de desplazamiento 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 los estudios de desplazamiento al rojo pueden detectar.

El primer estudio de desplazamiento al rojo fue el CfA Redshift Survey, iniciado en 1977 y la recopilación de datos inicial se completó en 1982. Más recientemente, el estudio de desplazamiento al rojo de galaxias 2dF determinó la estructura a gran escala de una sección del universo, midiendo los desplazamientos al rojo de 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 corrimientos 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 Redshift Survey DEEP2 utiliza los telescopios Keck con el nuevo "DEIMOS" espectrógrafo ; Un seguimiento del programa piloto DEEP1, DEEP2 está diseñado para medir galaxias débiles con corrimientos al rojo de 0,7 y superiores y, por lo tanto, se planea proporcionar un complemento de alto corrimiento al rojo para SDSS y 2dF.

Efectos de la óptica física o la transferencia radiativa.

Las interacciones y fenómenos resumidos en los temas de transferencia radiativa y óptica física pueden resultar en cambios en la longitud de onda y 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 ser por una transformación entre marcos de referencia. Tales cambios pueden ser de fenómenos tales como física efectos de coherencia o la dispersión de la radiación electromagnética sea desde cargadas partículas elementales, a partir de partículas, o de las fluctuaciones de la índice de refracción en un dieléctrico medio como ocurre en el fenómeno de radio de las marmotas de radio. Si bien estos fenómenos a veces se denominan "corrimientos al rojo" y "corrimientos al azul", en astrofísica, las interacciones entre la luz y la materia que dan como resultado cambios de energía en el campo de radiación se denominan generalmente "enrojecimiento" en lugar de "corrimiento al rojo" que, como término, normalmente se reserva para los efectos discutidos anteriormente.

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 en 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, yz es una función del ángulo de dispersión. Si se produce una dispersión múltiple, o las partículas que se dispersan 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 provoca 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 de la línea de visión.

Ver también

• Cristalografía cósmica

Referencias

Fuentes

Artículos

• Odenwald, S. y Fienberg, RT. 1993; "Galaxy Redshifts Reconsidered" en Sky amp; Telescope, febrero de 2003; pp31–35 (Este artículo es una lectura adicional útil para distinguir entre los 3 tipos de corrimiento al rojo y sus causas).
• Lineweaver, Charles H. y Tamara M. Davis, " Misconceptions about the Big Bang ", Scientific American, marzo de 2005. (Este artículo es útil para explicar el mecanismo de desplazamiento al rojo cosmológico, así como para aclarar conceptos erróneos sobre la física de la expansión del espacio..)

Libros

• Nussbaumer, Harry; Lydia Bieri (2009). Descubriendo el Universo en Expansión. Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN   978-0-521-51484-2.
• Binney, James; Michael Merrifeld (1998). Astronomía galáctica. Prensa de la Universidad de Princeton. ISBN   978-0-691-02565-0.
• Carroll, Bradley W. y Dale A. Ostlie (1996). Introducción a la astrofísica moderna. Addison-Wesley Publishing Company, Inc. ISBN   978-0-201-54730-6.
• Feynman, Richard; Leighton, Robert; Sands, Matthew (1989). Conferencias Feynman de Física. Vol. 1. Addison-Wesley. ISBN   978-0-201-51003-4.
• Grøn, Øyvind ; Hervik, Sigbjørn (2007). Teoría general de la relatividad de Einstein. Nueva York: Springer. ISBN   978-0-387-69199-2.
• Kutner, Marc (2003). Astronomía: una perspectiva física. Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN   978-0-521-52927-3.
• Misner, Charles; Thorne, Kip S.; Wheeler, John Archibald (1973). Gravitación. San Francisco: WH Freeman. ISBN   978-0-7167-0344-0.
• Peebles, PJE (1993). Principios de cosmología física. Prensa de la Universidad de Princeton. ISBN   978-0-691-01933-8.
• Taylor, Edwin F.; Wheeler, John Archibald (1992). Física del espacio-tiempo: Introducción a la relatividad especial (2ª ed.). WH Freeman. ISBN   978-0-7167-2327-1.
• Weinberg, Steven (1971). Gravitación y cosmología. John Wiley. ISBN   978-0-471-92567-5.
• Véanse también los libros de texto de cosmología física para conocer las aplicaciones de los desplazamientos al rojo cosmológico y gravitacional.

enlaces externos

Wikimedia Commons tiene medios relacionados con Redshift.

Busque corrimiento al rojo en Wikcionario, el diccionario gratuito.

• Tutorial de cosmología de Ned Wright
• Entrada de la guía de referencia cósmica sobre el corrimiento al rojo
• Tutorial de Astronómico Redshift de Mike Luciuk
• GIF animado de Cosmological Redshift por Wayne Hu
• Merrifield, Michael; Hill, Richard (2009). "Z Redshift". SIXTψ SYMBΦLS. Brady Haran para la Universidad de Nottingham.