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Desplazamiento al rojo

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 (izquierd...

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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 el desplazamiento al rojo. La longitud de onda aumenta hacia el rojo y más allá (la frecuencia disminuye).

En física , un desplazamiento al rojo es un aumento en la longitud de onda , o equivalentemente, una disminución en la frecuencia , de la radiación electromagnética (como la luz ). El cambio opuesto, una disminución en la longitud de onda y un aumento en la frecuencia y la energía, se conoce como desplazamiento al azul .

En astronomía y cosmología se presentan tres formas de corrimiento al rojo : corrimientos al rojo Doppler debido a los movimientos relativos de las fuentes de radiación, corrimiento al rojo gravitacional cuando la radiación escapa de potenciales gravitacionales , y corrimientos al rojo cosmológicos causados ​​por la expansión del universo . El valor de un corrimiento al rojo se suele denotar 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 con la relación de longitudes de onda 1 + z (que es mayor que 1 para corrimientos al rojo y menor que 1 para corrimientos al azul). Los sondeos astronómicos automatizados de corrimiento al rojo son una herramienta importante para aprender sobre la estructura a gran escala del universo. El corrimiento al rojo y el corrimiento al azul también pueden relacionarse con la energía del fotón y, a través de la ley de Planck , con una temperatura de cuerpo negro correspondiente .

Ejemplos de un fuerte desplazamiento al rojo son un rayo gamma percibido como un rayo X , o la luz inicialmente visible percibida como ondas de radio . La radiación inicial de 3000 kelvin (K) del Big Bang se ha desplazado al rojo considerablemente hasta convertirse en el fondo cósmico de microondas  de 3 K. Se observan desplazamientos al rojo más sutiles en las observaciones espectroscópicas de objetos astronómicos , y se utilizan en tecnologías terrestres como el radar Doppler y los cañones de radar . Las ondas gravitacionales , que también viajan a la velocidad de la luz , están sujetas al mismo fenómeno de desplazamiento al rojo. [ 1 ]

Existen otros procesos físicos que pueden provocar un cambio en la frecuencia de la radiación electromagnética, como la dispersión y los efectos ópticos ; sin embargo, los cambios resultantes se distinguen del desplazamiento al rojo (astronómico) y generalmente no se denominan así.

Historia

La historia del tema comenzó en el siglo XIX, con el desarrollo de la mecánica ondulatoria clásica y la exploración de fenómenos asociados con el efecto Doppler . El efecto recibe su nombre del matemático austriaco Christian Doppler , quien ofreció la primera explicación física conocida del fenómeno en 1842. [ 2 ] [ 3 ] : 107 En 1845, la hipótesis fue probada y confirmada para las ondas sonoras por el científico holandés Christophorus Buys Ballot . [ 4 ] Doppler predijo correctamente que el fenómeno se aplicaría a todas las ondas y, en particular, sugirió que los diferentes colores de las estrellas podrían atribuirse a su movimiento con respecto a la Tierra. [ 5 ]

Desconociendo el trabajo de Doppler, el físico francés Hippolyte Fizeau sugirió en 1848 que un cambio en las líneas espectrales de las estrellas podría usarse para medir su movimiento relativo a la Tierra. [ 3 ] : 109 En 1850, François-Napoléon-Marie Moigno analizó las ideas de Doppler y Fizeau en una publicación leída por James Clerk Maxwell y William Huggins , quien inicialmente se aferró a la idea de que el color de las estrellas estaba relacionado con su composición química; sin embargo, en 1868, Huggins fue el primero en determinar la velocidad de una estrella que se aleja de la Tierra mediante el análisis de cambios espectrales. [ 6 ] [ 3 ] : 111

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 el rojo. [ 7 ] En 1887, Hermann Carl Vogel y Julius 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. [ 8 ] En 1901, Aristarkh Belopolsky verificó el corrimiento al rojo óptico en el laboratorio utilizando un sistema de espejos giratorios. [ 9 ] [ 7 ]

A partir de observaciones en 1912, Vesto Slipher descubrió que la galaxia de Andrómeda tenía un desplazamiento al azul, lo que indicaba que se estaba moviendo hacia la Tierra. [ 10 ] Slipher informó por primera vez de su medición en el volumen inaugural del Boletín del Observatorio Lowell . [ 11 ] Tres años después, escribió una reseña en la revista Popular Astronomy . [ 12 ] En ella afirmó que "el descubrimiento temprano de que la gran espiral de Andrómeda tenía la velocidad bastante excepcional de –300 km[/s] demostró los medios disponibles entonces, capaces de investigar no solo los espectros de las espirales sino también sus velocidades". [ 12 ] Slipher informó las velocidades de 15 nebulosas espirales distribuidas por toda la esfera celeste , todas menos tres tenían velocidades "positivas" (es decir, de recesión) observables. [ 10 ]

Hasta 1923, la naturaleza de las nebulosas no estaba clara. Para ese año, Edwin Hubble había establecido que se trataba de galaxias y desarrolló un procedimiento para medir la distancia basado en la relación período-luminosidad de las estrellas Cefeidas variables . Esto permitió comprobar una predicción de Willem de Sitter de 1917 que establecía que el corrimiento al rojo estaría correlacionado con la distancia. En 1929, Hubble combinó sus estimaciones de distancia con datos de corrimiento al rojo de los informes de Slipher y mediciones de Milton Humason para informar de una relación aproximada entre el corrimiento al rojo y la distancia, un resultado que ahora se conoce como la ley de Hubble . [ 10 ] : 64 [ 13 ] [ 14 ]

Las teorías relacionadas con la relación corrimiento al rojo-distancia también evolucionaron durante la década de 1920. La solución a las ecuaciones de la relatividad general descrita por de Sitter no contenía materia, pero en 1922 Alexander Friedmann derivó soluciones dinámicas, ahora llamadas ecuaciones de Friedmann , basadas en modelos de fluidos sin fricción. [ 15 ] De forma independiente, Georges Lemaître derivó ecuaciones similares en 1927 y su análisis se dio a conocer ampliamente en torno a la publicación clave de Hubble. [ 10 ] : 77

A principios de 1930, la combinación de las mediciones de desplazamiento al rojo y los modelos teóricos supuso un gran avance en la nueva ciencia de la cosmología: el universo tenía una historia y su expansión podía investigarse con modelos físicos respaldados por la astronomía observacional. [ 10 ] : 99

Cuando se descubrieron por primera vez los desplazamientos al rojo cosmológicos, Fritz Zwicky propuso un efecto conocido como luz cansada . Sin embargo, este modelo ha sido descartado en gran medida por observaciones de estiramiento de escala de tiempo en supernovas de tipo Ia . [ 16 ]

Arthur Eddington utilizó el término "desplazamiento al rojo" ya en 1923, que es el ejemplo más antiguo del término registrado por el Oxford English Dictionary . [ 17 ] [ 18 ] Willem de Sitter utilizó la versión de una sola palabra, "desplazamiento al rojo", en 1934. [ 19 ]

En la década de 1960, el descubrimiento de los cuásares , que aparecen como fuentes puntuales de color azul intenso y que inicialmente se consideraron estrellas inusuales, dio lugar a la idea de que su brillo se debía a que estaban más cerca de lo que indicaban sus datos de desplazamiento al rojo. Una intensa actividad teórica y observacional concluyó que estos objetos eran objetos astronómicos muy potentes pero distantes. [ 10 ] : 261

Orígenes físicos

Los desplazamientos al rojo son diferencias entre dos mediciones de longitud de onda, y estas últimas son una propiedad tanto de los fotones como del equipo de medición. Por lo tanto, los desplazamientos al rojo caracterizan las diferencias entre dos ubicaciones de medición. Estas diferencias se suelen organizar en tres grupos, atribuidos al movimiento relativo entre la fuente y el observador, a la expansión del universo y a la gravedad. [ 20 ] Las siguientes secciones explican estos grupos.

Efecto Doppler

Efecto Doppler : una esfera amarilla (longitud de onda de aproximadamente  575 nm ) parece verdosa (desplazamiento al azul a  una longitud de onda de aproximadamente 565 nm) al acercarse al observador, se torna naranja (desplazamiento al rojo a una  longitud de onda de aproximadamente 585 nm) al pasar y vuelve a ser amarilla cuando el movimiento se detiene. Para observar tal cambio de color, el objeto tendría que viajar a aproximadamente 5200 km/s , o unas 32 veces más rápido que el récord de velocidad de la sonda espacial más veloz .
Desplazamiento al rojo y desplazamiento al azul

Si una fuente de luz se aleja de un observador, se produce un desplazamiento al rojo ( z > 0 ); si la fuente se acerca al observador, se produce un desplazamiento 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 ( v ≪ c ), el desplazamiento al rojo viene dado por

z≈vdo{\displaystyle z\approx {\frac {v}{c}}}

donde c es la velocidad de la luz (ya queγ≈1{\displaystyle \gamma \approx 1}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 al 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 clásica de Doppler de la siguiente manera (para movimiento únicamente en la línea de visión):

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

Este fenómeno se observó por primera vez en un experimento realizado en 1938 por Herbert E. Ives y GR Stilwell, llamado experimento Ives-Stilwell . [ 21 ]

Dado que el factor de Lorentz depende únicamente de la magnitud de la velocidad, esto provoca que el corrimiento al rojo asociado a la corrección relativista sea independiente de la orientación del movimiento de la fuente. En cambio, la parte clásica de la fórmula depende de la proyección del movimiento de la fuente en la línea de visión, lo que produce resultados diferentes para distintas orientaciones. Si θ es el ángulo entre la dirección del movimiento relativo y la dirección de emisión en el sistema de referencia del observador [ 22 ] (ángulo cero corresponde directamente alejándose del observador), la fórmula completa del efecto Doppler relativista se convierte en:

1+z=1+vporque⁡(θ)/do1−v2/do2{\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/do1−v/do{\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1+v/c}{1-v/c}}}}

Para el caso especial en que la luz se mueve en ángulo recto ( θ = 90° ) con respecto a la dirección del movimiento relativo en el marco del observador, [ 23 ] el corrimiento al rojo relativista se conoce como corrimiento al rojo transversal y un corrimiento al rojo:

1+z=11−v2/do2{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}}}}}

Se mide, aunque el objeto no se aleje del observador. Incluso cuando la fuente se mueve hacia el observador, si hay un componente transversal en el movimiento, existe una 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. [ 24 ]

Cosmológico

Las observaciones de desplazamientos al rojo crecientes de galaxias cada vez más distantes pueden modelarse asumiendo un universo homogéneo e isotrópico combinado con la relatividad general . Este desplazamiento al rojo cosmológico puede escribirse como una función de a , el factor de escala cósmica dependiente del tiempo : [ 25 ] : 72

1+z=anorteowathminorte=a0a(t){\displaystyle 1+z={\frac {a_{\mathrm {ahora} }}{a_{\mathrm {entonces} }}}={\frac {a_{0}}{a(t)}}}

El factor de escala aumenta monótonamente con el paso del tiempo. Por lo tanto, z es positivo, cercano a cero para las estrellas locales, y aumenta para las galaxias distantes que presentan un desplazamiento al rojo.

Utilizando un modelo de Friedmann-Robertson-Walker de la expansión del universo, el corrimiento al rojo puede relacionarse con la edad de un objeto observado, la llamada relación tiempo cósmico -corrimiento al rojo . Denotemos una razón de densidad como Ω 0 :

Ω0=ρρcrítico ,{\displaystyle \Omega _{0}={\frac {\rho }{\rho _{\text{crit}}}}\ ,}

donde ρ crit es la densidad crítica que delimita un universo que eventualmente colapsa de uno que simplemente se expande. Esta densidad es de aproximadamente tres átomos de hidrógeno por metro cúbico de espacio. [ 26 ] A grandes desplazamientos al rojo, 1 + z > Ω 0 −1 , se encuentra:

t(z)≈23H0Ω01/2(1z3/2 ),{\displaystyle t(z)\approx {\frac {2}{3H_{0}{\Omega _{0}}^{1/2}}}\left({\frac {1}{z^{3/2}}}\ \right),}

donde t es la edad del objeto después del Big Bang, H 0 es la constante de Hubble actual y z es el corrimiento al rojo. [ 27 ] [ 28 ] Para estos grandes corrimientos al rojo, la edad del universo, t(z) , es pequeña, lo que significa que la luz fue emitida cuando el universo era joven.

El corrimiento al rojo cosmológico se atribuye comúnmente al estiramiento de las longitudes de onda de los fotones debido a la dilatación del espacio. Esta interpretación puede ser engañosa. Como exige la relatividad general , la expansión cosmológica del espacio no afecta a la física local. No existe ningún término relacionado con la expansión en las ecuaciones de Maxwell que rigen la propagación de la luz. El corrimiento al rojo cosmológico puede interpretarse como una acumulación de desplazamientos Doppler infinitesimales a lo largo de la trayectoria de la luz. [ 29 ]

Existen varios sitios web para calcular diversos tiempos y distancias a partir del corrimiento al rojo, ya que los cálculos precisos requieren integrales numéricas para la mayoría de los valores de los parámetros. [ 30 ] [ 31 ]

Distinguir entre efectos cosmológicos y locales

El corrimiento al rojo de una galaxia incluye tanto un componente relacionado con la velocidad de recesión debida a la expansión del universo, como un componente relacionado con el movimiento peculiar de la galaxia con respecto a su universo local. [ 32 ] 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, lo cual es muy diferente de cómo el corrimiento al rojo Doppler depende de la velocidad local. [ 33 ] 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 es estacionaria en su región local del espacio, y finalmente es recibida por observadores que son 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..." [ 34 ] 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 ) [el factor de escala ] en los momentos de emisión o absorción, sino del aumento de a ( t ) en todo el período desde la emisión hasta la absorción." [ 35 ]

Descomposición

Los desplazamientos al rojo o al azul no se pueden simplemente sumar. Una galaxia con un desplazamiento al rojo observado dez{\displaystyle z}tendrá una parte debido al desplazamiento al rojo cosmológico,z¯{\displaystyle {\bar {z}}}y en parte debido a la peculiar velocidad de la galaxia,zpag{\displaystyle z_{\mathrm {p} }}, relacionado por: [ 36 ](1+z)=(1+z¯)(1+zpag){\displaystyle (1+z)=(1+{\bar {z}})(1+z_{\mathrm {p} })} o zpag=z−z¯1+z¯{\displaystyle z_{\mathrm {p} }={\frac {z-{\bar {z}}}{1+{\bar {z}}}}} Entonces la velocidad peculiar de las galaxias,vpag{\displaystyle v_{\mathrm {p} }}será vpag=dozpag{\displaystyle v_{\mathrm {p} }=cz_{\mathrm {p} }} condo{\displaystyle c}siendo la velocidad de la luz. Esta relación entre velocidad y corrimiento al rojo presupone una velocidad no relativista. Para los rayos cósmicos o chorros de núcleos galácticos activos , se necesita una relación relativista. [ 36 ]

Desplazamiento al rojo gravitacional

En la teoría de la relatividad general , existe dilatación del tiempo dentro de un pozo gravitacional. La luz emitida dentro del pozo parecerá tener menos ciclos por segundo cuando se mida fuera de él, debido a las diferencias entre los dos relojes. [ 37 ] : 284 Esto se conoce como el desplazamiento al rojo gravitacional o desplazamiento de Einstein . [ 38 ] La derivación teórica de este efecto proviene de la solución de Schwarzschild de las ecuaciones de Einstein , que produce la siguiente fórmula para el desplazamiento al rojo asociado con un fotón que viaja en el campo gravitacional de una masa sin carga , no giratoria y con simetría esférica :

1+z=11−2GRAMOMETROrdo2,{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {2GM}{rc^{2}}}}}},}

dónde

Este resultado de desplazamiento al rojo gravitacional puede derivarse de las suposiciones de la relatividad especial y el principio de equivalencia ; no se requiere la teoría completa de la relatividad general. [ 39 ]

El efecto es muy pequeño, pero medible en la Tierra mediante el efecto Mössbauer , y se observó por primera vez en el experimento Pound-Rebka . [ 40 ] Sin embargo, es significativo cerca de un agujero negro , y a medida que un objeto se acerca al horizonte de sucesos, el desplazamiento al rojo se vuelve infinito. También es la causa principal de las grandes fluctuaciones de temperatura a escala angular en la radiación cósmica de fondo de microondas (véase el efecto Sachs-Wolfe ). [ 41 ]

Tabla resumen

En la siguiente tabla se resumen varias fórmulas importantes para casos especiales de corrimiento al rojo en ciertas geometrías especiales del espaciotiempo. En todos los casos, la magnitud del corrimiento (el valor de z ) es independiente de la longitud de onda. [ 42 ]

  1. ↑ Donde z = corrimiento al rojo; v || = velocidad paralela a la línea de visión (positiva si se aleja del receptor); c = velocidad de la luz ; γ = factor de Lorentz ; a = factor de escala ; D = distancia propia ; G = constante gravitacional ; M = masa del objeto; r = coordenada radial de Schwarzschild ; g tt = componente t,t del tensor métrico

Medición

Candidatos a galaxias de alto corrimiento al rojo en el Campo Ultra Profundo del Hubble , 2012 [ 43 ]

Mediante un telescopio y un espectrómetro , se puede medir la variación de la intensidad de la luz estelar con la frecuencia. El espectro resultante se puede comparar en un laboratorio terrestre con el espectro de gases calientes presentes en las estrellas, como el hidrógeno . Como se ilustra en el espectro idealizado de la parte superior derecha, para determinar el corrimiento al rojo, se pueden desplazar características de ambos espectros, como líneas de absorción , líneas de emisión u otras variaciones en la intensidad de la luz .

El corrimiento al rojo (y al azul) puede caracterizarse por la diferencia relativa entre las longitudes de onda (o frecuencia) observadas y emitidas de un objeto. En astronomía, es habitual referirse a este cambio mediante una magnitud adimensional llamada z . Si λ representa la longitud de onda y f representa la frecuencia (nótese que λf = c , donde c es la velocidad de la luz ), entonces z se define mediante las ecuaciones: [ 44 ]

Los desplazamientos al azul por efecto Doppler ( z < 0 ) se asocian con objetos que se aproximan al observador, y la luz se desplaza hacia energías mayores . Por el contrario, los desplazamientos al rojo por efecto Doppler ( z > 0 ) se asocian con objetos que se alejan del observador, y la luz se desplaza hacia energías menores. Asimismo, los desplazamientos al azul gravitacionales se asocian con la luz emitida por una fuente ubicada en un campo gravitacional más débil , observada desde un campo gravitacional más fuerte, mientras que el desplazamiento al rojo gravitacional implica las condiciones opuestas.

Observaciones en astronomía

El tiempo de retroceso por corrimiento al rojo observado hasta z = 20 utilizando parámetros de la misión Planck en el modelo estándar de cosmología . [ 45 ] Hay sitios web para calcular distancias a partir del corrimiento al rojo. [ 30 ] [ 31 ]

El corrimiento al rojo observado en astronomía se puede medir gracias a que los espectros de emisión y absorción de los átomos son distintivos y bien conocidos, calibrados mediante experimentos espectroscópicos en laboratorios terrestres. Al medir los corrimientos al rojo de diversas líneas de absorción y emisión de un mismo objeto astronómico, se observa que z es notablemente constante. Si bien los objetos distantes pueden aparecer ligeramente borrosos y las líneas ensanchadas, esto no excede lo que se puede explicar por el movimiento térmico o mecánico de la fuente. Por estas y otras razones, existe consenso entre los astrónomos en que los corrimientos al rojo que observan se deben a una combinación de las tres formas establecidas de corrimiento al rojo tipo Doppler.

La espectroscopia, como método de medición, es considerablemente más difícil que la fotometría simple , que mide el brillo de los objetos astronómicos a través de ciertos filtros . Cuando solo se dispone de datos fotométricos (por ejemplo, el Campo Profundo del Hubble y el Campo Ultraprofundo del Hubble ), los astrónomos recurren a una técnica para medir los desplazamientos al rojo fotométricos . [ 46 ] Debido a los amplios rangos de longitud de onda de los filtros fotométricos y a las suposiciones necesarias sobre la naturaleza del espectro en la fuente de luz, los errores en este tipo de mediciones pueden llegar hasta δz = 0,5 y son mucho menos fiables que las determinaciones espectroscópicas. [ 47 ]

Sin embargo, la fotometría permite, al menos, una caracterización cualitativa del corrimiento al rojo. Por ejemplo, si un espectro similar al del Sol tuviera un corrimiento al rojo de z = 1 , sería más brillante en el infrarrojo (1000  nm) que en el  color azul-verde (500 nm) asociado al pico de su espectro de cuerpo negro , y la intensidad de la luz se reduciría en el filtro por un factor de cuatro, (1 + z ) ² . Tanto la tasa de conteo de fotones como la energía de los fotones se verían afectadas por el corrimiento al rojo. (Véase la corrección K para más detalles sobre las consecuencias fotométricas del corrimiento al rojo).

Para determinar el corrimiento al rojo de un objeto mediante espectroscopia, se requiere la longitud de onda de la luz emitida en el sistema de referencia propio de la fuente. Las aplicaciones astronómicas se basan en líneas espectrales distintivas. Los corrimientos al rojo no se pueden calcular observando características no identificadas cuya frecuencia en el sistema de referencia propio se desconoce, ni con un espectro sin características distintivas o ruido blanco (fluctuaciones aleatorias en un espectro). Por lo tanto, los estallidos de rayos gamma en sí mismos no se pueden utilizar para mediciones fiables de corrimiento al rojo, pero el resplandor óptico posterior asociado al estallido sí se puede analizar para determinar dicho corrimiento. [ 48 ]

observaciones locales

En 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 a los objetos observados. Las observaciones de dichos desplazamientos al rojo y al azul permiten a los astrónomos medir velocidades y parametrizar las masas de las estrellas en órbita en sistemas binarios espectroscópicos . 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 sistemas planetarios alrededor de otras estrellas, e incluso han realizado mediciones diferenciales muy detalladas de desplazamientos al rojo durante tránsitos planetarios para determinar parámetros orbitales precisos. Algunos enfoques permiten rastrear las variaciones de desplazamiento al rojo en múltiples objetos a la vez. [ 49 ]

Las mediciones finamente detalladas de los desplazamientos al rojo se utilizan en heliosismología para determinar los movimientos precisos de la fotosfera del Sol . [ 50 ] Los desplazamientos al rojo también se han utilizado para hacer las primeras mediciones de las velocidades de rotación de los planetas , [ 51 ] las velocidades de las nubes interestelares , [ 52 ] la rotación de las galaxias , [ 42 ] y la dinámica de la acreción sobre estrellas de neutrones y agujeros negros que exhiben desplazamientos al rojo tanto Doppler como gravitacional. [ 53 ] Las temperaturas de varios objetos emisores y absorbentes se pueden obtener midiendo el ensanchamiento Doppler , que efectivamente son desplazamientos al rojo y desplazamientos al azul sobre una sola línea de emisión o absorción. [ 54 ] Al medir el ensanchamiento y los desplazamientos 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. [ 42 ] Se han realizado mediciones similares en otras galaxias, como Andrómeda . [ 42 ]

Observaciones extragalácticas

Los objetos más distantes exhiben mayores desplazamientos al rojo que corresponden al flujo de Hubble del universo . El mayor desplazamiento al rojo observado, que corresponde a la mayor distancia y más atrás en el tiempo, es el de la radiación cósmica de fondo de microondas ; el valor numérico de su desplazamiento 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, [ 55 ] y 379.000 años después de los momentos iniciales del Big Bang .

Los luminosos núcleos puntuales de los cuásares fueron los primeros objetos de "alto corrimiento al rojo" ( z > 0,1 ) descubiertos antes de que la mejora de los telescopios permitiera el descubrimiento de otras galaxias de alto corrimiento al rojo. [ 56 ]

Para galaxias más distantes que el Grupo Local y el cercano Cúmulo de Virgo , pero dentro de un rango de aproximadamente mil megapársecs , 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 corrimientos al rojo galácticos, alrededor de 1912, mientras que Hubble correlacionó las mediciones de Slipher con distancias que midió por otros medios para formular su ley. [ 57 ] Debido a que generalmente se desconoce la luminosidad de los objetos, medir el corrimiento al rojo es más fácil que realizar mediciones de distancia más directas, por lo que en la práctica a veces el corrimiento al rojo se convierte en una medida de distancia aproximada utilizando la ley de Hubble. [ 58 ]

Las interacciones gravitacionales de las galaxias entre sí y con los cúmulos provocan una dispersión significativa en el diagrama normal de Hubble. Las velocidades peculiares asociadas a las galaxias superponen un rastro aproximado de la masa de los objetos virializados en el universo. Este efecto da lugar a fenómenos como el desplazamiento al azul de galaxias cercanas (como la galaxia de Andrómeda ) a medida que nos acercamos a un baricentro común , y mapas de desplazamiento al rojo de cúmulos que muestran un efecto de "dedos de Dios" debido a la dispersión de las velocidades peculiares en una distribución aproximadamente esférica. [ 59 ] Estas "distorsiones del espacio de desplazamiento al rojo" pueden utilizarse como sonda cosmológica por derecho propio, proporcionando información sobre cómo se formó la estructura en el universo, [ 60 ] y cómo se comporta la gravedad a gran escala. [ 61 ]

La relación lineal entre distancia y corrimiento al rojo de la ley de Hubble presupone 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 que la actual. Para galaxias más distantes, cuya luz ha viajado hasta nosotros durante mucho más tiempo, la aproximación de una tasa de expansión constante deja de ser válida, y la ley de Hubble se convierte en una relación integral no lineal que depende de la historia de la tasa de expansión desde la emisión de la luz de la galaxia en cuestión. Por lo tanto, las observaciones de la relación corrimiento al rojo-distancia pueden utilizarse para determinar la historia de la expansión del universo y, por ende, su contenido de materia y energía. [ 62 ]

Durante mucho tiempo se creyó que la tasa de expansión había estado disminuyendo continuamente desde el Big Bang, pero las observaciones que comenzaron en 1988 de la relación corrimiento 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 . [ 63 ]

Mayores desplazamientos al rojo

Distancia comóvil y tiempo de retrospectiva para los parámetros cosmológicos de Planck 2018, desde el corrimiento al rojo 0 hasta 15, con la distancia (línea azul continua) en el eje izquierdo y el tiempo (línea naranja discontinua) en el derecho. Cabe destacar que el tiempo transcurrido (en miles de millones de años) desde un corrimiento al rojo dado hasta ahora no es el mismo que la distancia (en giga años luz) que la luz habría recorrido desde ese corrimiento al rojo, debido a la expansión del universo durante ese período.

Los récords del mayor corrimiento al rojo observado se han establecido y superado repetidamente a medida que la tecnología de observación ha avanzado. [ 64 ] Los corrimientos al rojo más fiables se obtienen observando líneas espectrales . [ 65 ] Las galaxias que han mantenido el récord del mayor corrimiento al rojo espectroscópico incluyen GN-z11 con un corrimiento al rojo de z = 11,1 , [ 66 ] correspondiente a 400 millones de años después del Big Bang; JADES-GS-z14-0 en z = 14,32 (290 millones de años); [ 67 ] y MoM-z14 en z = 14,44 (280 millones de años). [ 68 ]

Un poco menos fiables son los corrimientos al rojo de ruptura de Lyman , como la galaxia lente A1689-zD1 a un corrimiento al rojo z = 7,5 . [ 69 ] [ 70 ] El estallido de rayos gamma observado más distante con una medición de corrimiento al rojo espectroscópico fue GRB 090423 , que tenía un corrimiento al rojo de z = 8,2 . [ 71 ] El cuásar conocido más distante, UHZ1 , está a z = 10,1 . [ 72 ] [ 73 ] La radiogalaxia de corrimiento al rojo más alta conocida, ILT J2336+1842 , está a un corrimiento al rojo z = 6,6 , [ 74 ] y se ha detectado material molecular ( monóxido de carbono ) hasta z = 6,9 . [ 75 ]

Los objetos extremadamente rojos (ERO) son fuentes astronómicas de radiación que emiten energía en la parte roja e infrarroja cercana del espectro electromagnético. Pueden ser galaxias con brotes de formación estelar que presentan un alto corrimiento al rojo acompañado de enrojecimiento debido al polvo interpuesto, o bien galaxias elípticas con un alto corrimiento al rojo y una población estelar más antigua (y, por lo tanto, más roja). [ 76 ] Los objetos aún más rojos que los ERO se denominan objetos hiperextremadamente rojos (HERO). [ 77 ]

En junio de 2015, los astrónomos informaron sobre la existencia de estrellas de Población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 , a z = 6,60 . Es probable que estas estrellas hayan existido en el universo primitivo (es decir, a un alto corrimiento al rojo) y que hayan iniciado la producción de elementos químicos más pesados ​​que el hidrógeno , necesarios para la posterior formación de planetas y la vida tal como la conocemos. [ 78 ] [ 79 ]

No obstante, las fuentes reliquia presentan desplazamientos al rojo mucho mayores que incluso los objetos astronómicos más lejanos observados. El fondo cósmico de microondas tiene un desplazamiento al rojo de z = 1089 , que corresponde a una edad de aproximadamente 379.000 años después del Big Bang y una distancia propia de más de 46.000 millones de años luz. [ 80 ] Este desplazamiento al rojo corresponde a un cambio en la temperatura promedio de 3000  K a 3  K. [ 81 ] La primera luz aún por observar de las estrellas más antiguas de Población III , poco después de que se formaran los átomos y el CMB dejara de ser absorbido casi por completo, puede tener desplazamientos al rojo en el rango de 20 < z < 100 . [ 82 ] Otros eventos de alto corrimiento al rojo predichos por la física pero actualmente no observables son el fondo de neutrinos cósmicos de aproximadamente dos segundos después del Big Bang (y un corrimiento al rojo en exceso de z > 10 10 ) [ 83 ] y el fondo de ondas gravitacionales cósmicas emitidas directamente por la inflación en un corrimiento al rojo en exceso de z > 10 25 . [ 84 ]

Sondeos de desplazamiento al rojo

Representación gráfica de los datos 2dFGRS

Con la llegada de los telescopios automatizados y las mejoras en los espectroscopios , se han realizado numerosas colaboraciones para cartografiar el universo en el espacio de corrimiento al rojo. Al combinar el corrimiento al rojo con los datos de posición angular, un estudio de corrimiento al rojo cartografía la distribución tridimensional de la materia dentro de un campo del cielo. Estas observaciones se utilizan para medir 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 espectacular de una estructura a gran escala que los estudios de corrimiento al rojo pueden detectar. [ 85 ]

El primer estudio de corrimiento al rojo fue el CfA Redshift Survey , iniciado en 1977 con la recopilación de datos inicial completada en 1982. [ 86 ] Más recientemente, el 2dF Galaxy Redshift Survey determinó la estructura a gran escala de una sección del universo, midiendo corrimientos al rojo para 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. [ 87 ] [ 88 ] El Sloan Digital Sky Survey (SDSS) comenzó a recopilar datos en 1998 [ 89 ] y publicó su decimoctava publicación de datos en 2023. [ 90 ] El SSDS ha medido corrimientos al rojo para galaxias de hasta 0,8 y ha registrado más de 100 000 cuásares en z = 3 y más allá. [ 91 ] El DEEP2 Redshift Survey utilizó los telescopios Keck con el espectrógrafo "DEIMOS" ; DEEP2, como continuación del programa piloto DEEP1, fue diseñado para medir galaxias débiles con desplazamientos al rojo de 0,7 y superiores, y registró desplazamientos al rojo de más de 38.000 objetos al concluir su programa en 2013. [ 92 ] [ 93 ]

Efectos de la óptica física o la transferencia radiativa

Las interacciones y fenómenos resumidos en los temas de transferencia radiativa y óptica física pueden producir 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 a una transformación entre sistemas de referencia. Dichos cambios pueden deberse a fenómenos físicos como los efectos de coherencia o la dispersión de la radiación electromagnética, ya sea por partículas elementales cargadas , por partículas o por fluctuaciones del índice de refracción en un medio dieléctrico , como ocurre en el fenómeno radioeléctrico de los silbidos de radio . [ 42 ] Si bien a estos fenómenos a veces se les denomina "desplazamientos al rojo" y "desplazamientos al azul", en astrofísica las interacciones luz-materia que producen cambios de energía en el campo de radiación se denominan generalmente "enrojecimiento" en lugar de "desplazamiento al rojo", término que normalmente se reserva para los efectos mencionados anteriormente . [ 42 ]

En muchas circunstancias, la dispersión provoca que la radiación se enrojezca debido a que la entropía resulta en el predominio de muchos fotones de baja energía sobre unos pocos de alta energía (mientras se conserva la energía total ). [ 42 ] 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 ocurre dispersión múltiple, o las partículas dispersoras tienen movimiento relativo, entonces generalmente también hay distorsión de las líneas espectrales . [ 42 ]

En astronomía interestelar , los espectros visibles pueden aparecer más rojos debido a procesos de dispersión en un fenómeno conocido como enrojecimiento interestelar [ 42 ] —de manera similar, la dispersión de Rayleigh causa el enrojecimiento atmosférico del Sol que se observa 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 . [ 94 ]

Desplazamiento al azul

Lo opuesto al desplazamiento al rojo es el desplazamiento al azul . Un desplazamiento al 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 la luz visible , esto desplaza un color hacia el extremo azul del espectro.

Desplazamiento al azul Doppler

El desplazamiento al azul Doppler se produce 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 se ven notablemente más azules a simple vista , pero la longitud de onda de cualquier fotón u otra partícula reflejada o emitida se acorta en la dirección del movimiento. [ 95 ]

El desplazamiento al azul Doppler se utiliza en astronomía para determinar el movimiento relativo:

Desplazamiento al azul gravitacional

Las ondas de materia (protones, electrones, fotones, etc.) que caen en un pozo gravitatorio se vuelven más energéticas y experimentan un desplazamiento hacia el azul independiente del observador.

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

Los fotones que salen de un objeto gravitatorio pierden energía. Esta pérdida de energía se conoce como "desplazamiento al rojo", ya que los fotones en el espectro visible se verían más rojos. De manera similar, los fotones que caen en un campo gravitatorio ganan energía y presentan un desplazamiento al azul. ... Cabe señalar que la magnitud del efecto de desplazamiento al rojo (o al azul) no depende del ángulo de emisión ni del ángulo de recepción del fotón; depende únicamente de la distancia radial que el fotón tuvo que recorrer para salir (caer) del pozo de potencial. [ 98 ] [ 99 ]

Es una consecuencia natural de la conservación de la energía y la equivalencia masa-energía , y fue confirmada experimentalmente en 1959 con el experimento Pound-Rebka . El desplazamiento al azul gravitacional contribuye a la anisotropía del fondo cósmico de microondas (CMB) a través del efecto Sachs-Wolfe : cuando un pozo gravitacional evoluciona mientras un fotón pasa, la cantidad de desplazamiento al azul al acercarse será diferente de la cantidad de desplazamiento al rojo gravitacional al salir de la región. [ 100 ]

Valores atípicos azules

Existen galaxias activas lejanas que muestran un desplazamiento al azul en sus líneas de emisión [O III] . Uno de los mayores desplazamientos al azul se encuentra en el cuásar de líneas estrechas PG 1543+489 , que tiene una velocidad relativa de −1150 km/s. Este tipo de galaxias se denominan "valores atípicos azules". [ 101 ] 

Desplazamiento al azul cosmológico

En un universo hipotético que experimenta una contracción descontrolada del Big Crunch , se observaría un corrimiento al azul cosmológico, con galaxias más distantes cada vez más desplazadas al azul, exactamente lo opuesto al corrimiento al rojo cosmológico observado en el universo en expansión actual . [ 102 ]

Véase también

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  • Véase también Cosmología física §  Libros de texto para aplicaciones de los desplazamientos al rojo cosmológicos y gravitacionales.
  • Tutorial de cosmología de Ned Wright
  • Entrada de la guía de referencia cósmica sobre el desplazamiento al rojo.
  • Tutorial de Mike Luciuk sobre el desplazamiento al rojo astronómico
  • GIF animado del desplazamiento al rojo cosmológico de Wayne Hu
  • Merrifield, Michael; Hill, Richard (2009). "Z Redshift" . SIXTψ SYMBΦLS . Brady Haran para la Universidad de Nottingham .
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