corrimiento al rojo

Cambio de longitud de onda en fotones durante el viaje.

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).

En física , un corrimiento al rojo es un aumento en la longitud de onda , y la correspondiente disminución en la frecuencia y la energía de los fotones , de la radiación electromagnética (como la luz ). El cambio opuesto, una disminución de la longitud de onda y un aumento de la frecuencia y la energía, se conoce como desplazamiento al azul o desplazamiento al rojo negativo. Los términos derivan de los colores rojo y azul que forman los extremos del espectro de luz visible . Las principales causas del corrimiento al rojo electromagnético en astronomía y cosmología son los movimientos relativos de las fuentes de radiación, que dan lugar al efecto Doppler relativista , y los potenciales gravitacionales, que se desplazan gravitacionalmente al rojo al escapar de la radiación. Todas las fuentes de luz suficientemente distantes muestran un corrimiento al rojo cosmológico correspondiente a velocidades de recesión proporcionales a sus distancias a la Tierra, un hecho conocido como ley de Hubble que implica que el universo se está expandiendo .

Todos los corrimientos al rojo pueden entenderse bajo el paraguas de las leyes de transformación de marcos . Las ondas gravitacionales , que también viajan a la velocidad de la luz , están sujetas a los mismos fenómenos de corrimiento al rojo. El valor de un corrimiento al rojo a menudo se indica con la letra z , correspondiente al cambio fraccionario en la longitud de onda (positivo para corrimientos al rojo, negativo para corrimientos al azul), y por la relación de longitud de onda 1 + z (que es mayor que 1 para corrimientos al rojo y menor que 1 para corrimientos al azul).

Ejemplos de fuerte corrimiento al rojo son un rayo gamma percibido como rayos X , o la luz inicialmente visible percibida como ondas de radio . Se observan corrimientos 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 .

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

Historia

La historia del tema comenzó con el desarrollo en el siglo XIX de la mecánica ondulatoria clásica y la exploración de los fenómenos asociados con el efecto Doppler . El efecto lleva el nombre de Christian Doppler , quien ofreció la primera explicación física conocida para el fenómeno en 1842. ^[1] La hipótesis fue probada y confirmada para ondas sonoras por el científico holandés Christophorus Buys Ballot en 1845. ^[2] Doppler predijo correctamente que el fenómeno debería aplicarse 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. ^[3] Sin embargo, antes de que esto fuera verificado, se descubrió que los colores estelares se debían principalmente a la temperatura de una estrella , no al movimiento. Sólo más tarde el Doppler fue reivindicado por observaciones verificadas del corrimiento al rojo. ^{[ cita necesaria ]}

El primer corrimiento al rojo Doppler fue descrito por el físico francés Hippolyte Fizeau en 1848, quien señaló que el desplazamiento en las líneas espectrales observadas en las estrellas se debía al efecto Doppler. El efecto a veces se denomina "efecto Doppler-Fizeau". En 1868, el astrónomo británico William Huggins fue el primero en determinar mediante este método la velocidad de una estrella que se aleja de la Tierra. ^[4] En 1871, el corrimiento al rojo óptico se confirmó cuando el fenómeno se observó en las líneas de Fraunhofer usando la rotación solar, aproximadamente 0,1 Å en el rojo. ^[5] 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. ^[6] En 1901, Aristarkh Belopolsky verificó el corrimiento al rojo óptico en el laboratorio utilizando un sistema de espejos giratorios. ^[7]

Arthur Eddington utilizó el término corrimiento al rojo ya en 1923. ^{[8] [9]} La palabra no aparece sin guiones hasta aproximadamente 1934 por Willem de Sitter . ^[10]

A partir de observaciones en 1912, Vesto Slipher descubrió que la mayoría de las galaxias espirales , entonces consideradas en su mayoría nebulosas espirales , tenían desplazamientos al rojo considerables. Slipher informa por primera vez sobre su medición en el volumen inaugural del Boletín del Observatorio Lowell . ^[11] Tres años más tarde, escribió una reseña en la revista Popular Astronomy . ^[12] En él afirma que "el descubrimiento inicial de que la gran espiral de Andrómeda tenía una velocidad bastante excepcional de -300 km(/s) mostró los medios entonces disponibles, capaces de investigar no sólo los espectros de las espirales sino también sus velocidades como Bueno." ^[13] Slipher informó las velocidades de 15 nebulosas espirales repartidas por toda la esfera celeste , todas menos tres tenían velocidades observables "positivas" (es decir, de recesión). 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 . ^[14] Milton Humason trabajó en estas observaciones con el Hubble. ^[15] Estas observaciones corroboraron el trabajo de Alexander Friedmann de 1922, en el que derivó las ecuaciones de Friedmann-Lemaître . ^[16] En la actualidad se consideran pruebas sólidas de un universo en expansión y de la teoría del Big Bang . ^[17]

Medición, caracterización e interpretación.

Candidatos a galaxias de alto corrimiento al rojo en el campo ultraprofundo del Hubble 2012 ^[18]

Se puede medir el espectro de luz que proviene de una fuente (consulte la ilustración del espectro idealizado en la parte superior 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 inexpresiva que brilla a través del hidrógeno mostrará un espectro característico específico del hidrógeno que tiene características a intervalos regulares. Si se limitara a líneas de absorción, se vería similar a la ilustración (arriba a la derecha). Si se ve el mismo patrón de intervalos en un espectro observado desde una fuente distante pero que ocurre en longitudes de onda desplazadas, también se puede identificar como hidrógeno. Si se identifica la misma línea espectral en ambos espectros, pero en diferentes longitudes de onda, entonces el desplazamiento al rojo se puede calcular utilizando la siguiente tabla.

Para determinar el corrimiento al rojo de un objeto de esta manera se requiere un rango de frecuencia o longitud de onda. Para calcular el corrimiento al rojo, es necesario conocer la longitud de onda de la luz emitida en el sistema de reposo de la fuente: en otras palabras, la longitud de onda que sería medida por un observador ubicado adyacente y en movimiento con la fuente. Dado que en aplicaciones astronómicas esta medición no se puede realizar directamente, porque requeriría viajar a la estrella distante de interés, en su lugar se utiliza el método que utiliza líneas espectrales descrito aquí. Los corrimientos al rojo no se pueden calcular observando características no identificadas cuya frecuencia de cuadro de reposo se desconoce, o con un espectro sin características o ruido blanco (fluctuaciones aleatorias en un espectro). ^[19]

El desplazamiento 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 se acostumbra referirse a este cambio utilizando 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 se define mediante las ecuaciones: ^[20]

Una vez medido 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 desplazamientos hacia el azul del efecto Doppler ( z < 0 ) están asociados con objetos que se acercan (se acercan) al observador y la luz cambia a energías mayores . Por el contrario, los corrimientos al rojo del efecto Doppler ( z > 0 ) están asociados con objetos que se alejan (alejándose) del observador y la luz cambia a energías más bajas. Del mismo modo, los desplazamientos gravitacionales hacia el azul están asociados con la luz emitida por una fuente que reside dentro de un campo gravitacional más débil observado desde dentro de un campo gravitacional más fuerte, mientras que el desplazamiento gravitacional hacia el rojo implica las condiciones opuestas.

Fórmulas de desplazamiento al rojo

En la relatividad general, se pueden derivar varias fórmulas importantes para casos especiales para el corrimiento al rojo en ciertas geometrías especiales del espacio-tiempo, como se resume en la siguiente tabla. En todos los casos, la magnitud del desplazamiento (el valor de z ) es independiente de la longitud de onda. ^[21]

efecto Doppler

Efecto Doppler , la bola amarilla (~575 nm de longitud de onda) aparece verdosa (desplazamiento al azul a ~565 nm de longitud de onda) cuando se acerca 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 aproximadamente 32 veces más rápido que el récord de velocidad de la sonda espacial más rápida .

Desplazamiento al rojo y desplazamiento al azul

Si una fuente de luz se aleja de un observador, se produce un corrimiento al rojo ( z > 0 ); si la fuente se mueve hacia el observador, entonces se produce un desplazamiento hacia el azul ( z < 0 ). Esto es válido 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 una velocidad v , que es mucho menor que la velocidad de la luz ( v ≪ c ), el corrimiento al rojo viene dado por

${\displaystyle z\approx {\frac {v}{c}}}$     (desde ) ${\displaystyle \gamma \approx 1}$

donde c es la velocidad de la luz . En el efecto Doppler clásico, la frecuencia de la fuente no se modifica, pero el movimiento recesivo 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. 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 movimiento únicamente en la velocidad de la luz). línea de visión):

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

Este fenómeno se observó por primera vez en un experimento de 1938 realizado por Herbert E. Ives y GR Stilwell, llamado experimento Ives-Stilwell . ^[23]

Dado que el factor de Lorentz depende sólo 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 resultados diferentes para diferentes orientaciones. Si θ es el ángulo entre la dirección del movimiento relativo y la dirección de emisión en el marco del observador ^[24] (el ángulo cero está directamente alejado del observador), la forma completa del efecto Doppler relativista se convierte en:

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

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

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

Para el caso especial en el que la luz se mueve en ángulo recto ( θ = 90° ) con respecto a la dirección del movimiento relativo en el marco del observador, ^[25] el corrimiento al rojo relativista se conoce como corrimiento al rojo transversal , y corrimiento al rojo:

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

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, entonces hay cierta velocidad a la que la dilatación simplemente cancela el desplazamiento al azul esperado y, a mayor velocidad, la fuente que se acerca se desplazará al rojo. ^[26]

expansión del espacio

A principios del siglo XX, Slipher, Wirtz y otros hicieron las primeras mediciones de los desplazamientos al rojo y al azul de las galaxias más allá de la Vía Láctea . Inicialmente interpretaron que estos corrimientos al rojo y al azul se debían a movimientos aleatorios, pero más tarde Lemaître (1927) y Hubble (1929), utilizando datos previos, descubrieron una correlación aproximadamente lineal entre los crecientes corrimientos al rojo de las galaxias y las distancias a ellas. Lemaître se dio cuenta de que estas observaciones podrían explicarse mediante un mecanismo que produce corrimientos al rojo observado en las soluciones de Friedmann a las ecuaciones de la relatividad general de Einstein . La correlación entre corrimientos al rojo y distancias surge en todos los modelos en expansión. ^[17]

Este corrimiento al rojo cosmológico se atribuye comúnmente al estiramiento de las longitudes de onda de los fotones que se propagan a través del espacio en expansión. Sin embargo, esta interpretación puede resultar engañosa; La expansión del espacio es sólo una elección de coordenadas y, por tanto, no puede tener consecuencias físicas. El corrimiento al rojo cosmológico se interpreta más naturalmente como un desplazamiento Doppler que surge debido a la recesión de objetos distantes. ^[27]

Las consecuencias observacionales de este efecto se pueden derivar utilizando las ecuaciones de la relatividad general que describen un universo homogéneo e isotrópico . Por tanto, el corrimiento al rojo cosmológico se puede escribir como una función de a , el factor de escala cósmica dependiente del tiempo :

${\displaystyle 1+z={\frac {a_{\mathrm {now} }}{a_{\mathrm {then} }}}}$

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

Utilizando un modelo de expansión del universo, el corrimiento al rojo se puede relacionar con la edad de un objeto observado, la llamada relación tiempo cósmico -corrimiento al rojo . Denota una relación de densidad como Ω ₀ :

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

siendo ρ _crit la densidad crítica que delimita un universo que eventualmente se rompe de uno que simplemente se expande. Esta densidad es de unos tres átomos de hidrógeno por metro cúbico de espacio. ^[28] Para desplazamientos al rojo grandes, 1 + z > Ω ₀ ⁻¹ , se encuentra:

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

donde H ₀ es la constante de Hubble actual y z es el corrimiento al rojo. ^{[29] [30] [31]}

Existen varios sitios web para calcular varios tiempos y distancias del corrimiento al rojo, ya que los cálculos precisos requieren integrales numéricas para la mayoría de los valores de los parámetros. ^{[32] [33] [34] [35]}

Distinguir entre efectos cosmológicos y locales.

Para desplazamientos al rojo cosmológicos de z < 0,01, los desplazamientos al rojo y al azul Doppler adicionales debidos a los movimientos peculiares de las galaxias entre sí provocan una amplia dispersión de la Ley de Hubble estándar . ^[36] 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 se representan mediante rodamientos de bolas y el espacio-tiempo mediante una lámina de goma que se estira, el efecto Doppler se produce al hacer rodar las bolas a través de la lámina para crear un movimiento peculiar. El corrimiento al rojo cosmológico se produce cuando los rodamientos de bolas se pegan a la lámina y la lámina se estira. ^{[37] [38] [39]}

Los corrimientos al rojo de las galaxias incluyen tanto un componente relacionado con la velocidad de recesión debido a la expansión del universo como un componente relacionado con el movimiento peculiar (desplazamiento Doppler). ^[40] 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. ^[41] Al describir el origen de la expansión cosmológica del corrimiento al rojo, el cosmólogo Edward Robert Harrison dijo: "La luz sale de una galaxia, que está estacionaria en su región local del espacio, y eventualmente es recibida por observadores que están estacionarios en su propia región local del espacio. Entre la galaxia y el observador, la luz viaja a través de vastas regiones del espacio en expansión. Como resultado, todas las longitudes de onda de la luz se estiran por la expansión del espacio. Es tan simple como eso..." [ ^42] Steven Weinberg aclaró: "El aumento de la longitud de onda desde la emisión hasta la 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." ^[43]

Si el universo se contrajera en lugar de expandirse, veríamos galaxias distantes desplazadas hacia el azul en una cantidad proporcional a su distancia en lugar de desplazadas hacia el rojo. ^[44]

Desplazamiento al rojo gravitacional

En la teoría de la relatividad general , existe una dilatación del tiempo dentro de un pozo gravitacional. Esto se conoce como desplazamiento al rojo gravitacional o desplazamiento de Einstein . ^[45] La derivación teórica de este efecto se deriva de la solución de Schwarzschild de las ecuaciones de Einstein , que produce la siguiente fórmula para el corrimiento al rojo asociado con un fotón que viaja en el campo gravitacional de una masa esféricamente simétrica , no giratoria y sin carga :

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

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 del corrimiento 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. ^[46]

El efecto es muy pequeño pero medible en la Tierra mediante el efecto Mössbauer y se observó por primera vez en el experimento de Pound-Rebka . ^[47] Sin embargo, es significativo cerca de un agujero negro , y cuando un objeto se acerca al horizonte de sucesos, el corrimiento al rojo se vuelve infinito. También es la causa dominante de grandes fluctuaciones de temperatura a escala angular en la radiación cósmica de fondo de microondas (ver Efecto Sachs-Wolfe ). ^[48]

Observaciones en astronomía

El tiempo retrospectivo de las observaciones extragalácticas por su corrimiento al rojo hasta z=20. ^[49] Hay sitios web para calcular muchas de estas medidas físicas a partir del corrimiento al rojo. ^{[32] [33] [34] [35]}

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 descubre que z es notablemente constante. Aunque los objetos distantes pueden aparecer ligeramente borrosos y las líneas ensanchadas, esto no puede explicarse más que por el movimiento térmico o mecánico de la fuente. Por estas y otras razones, el consenso entre los astrónomos es que los corrimientos al rojo que observan se deben a alguna combinación de las tres formas establecidas de corrimientos al rojo tipo Doppler. Las hipótesis y explicaciones alternativas para el corrimiento al rojo, como la luz cansada, generalmente no se consideran plausibles. ^[50]

La espectroscopia, como medida, es considerablemente más difícil que la simple fotometría , que mide el brillo de los objetos astronómicos a través de determinados filtros . ^[51] Cuando lo único disponible son datos fotométricos (por ejemplo, el Campo Profundo del Hubble y el Campo Ultra Profundo del Hubble ), los astrónomos confían en una técnica para medir los corrimientos al rojo fotométricos . ^[52] 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 los espectroscópicos. determinaciones. ^[53] Sin embargo, la fotometría permite al menos una caracterización cualitativa de un 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) en lugar del color azul verdoso (500 nm) asociado con el pico de su espectro de cuerpo negro , y la luz La intensidad se reducirá en el filtro en 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 corrimiento al rojo). ^[54]

Observaciones locales

En los objetos cercanos (dentro de nuestra 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 sistemas binarios espectroscópicos , un método empleado por primera vez en 1868 por el astrónomo británico William Huggins . ^[4] De manera similar, los pequeños corrimientos 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 corrimientos al rojo durante las fases planetarias. tránsitos para determinar parámetros orbitales precisos. ^{[55] En} heliosismología se utilizan mediciones finamente detalladas de corrimientos al rojo para determinar los movimientos precisos de la fotosfera del Sol . ^[56] Los desplazamientos al rojo también se han utilizado para realizar las primeras mediciones de las velocidades de rotación de los planetas , ^[57] las velocidades de las nubes interestelares , ^[58] la rotación de las galaxias , ^[21] y la dinámica de acreción sobre estrellas de neutrones y agujeros negros. que exhiben desplazamientos al rojo tanto Doppler como gravitacionales. ^[59] Además, las temperaturas de varios objetos emisores y absorbentes se pueden obtener midiendo el ensanchamiento Doppler (efectivamente, desplazamientos al rojo y al azul sobre una sola línea de emisión o absorción). ^{[60] 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. ^[21] Se han realizado mediciones similares en otras galaxias, como Andrómeda . ^[21] Como herramienta de diagnóstico, las mediciones de corrimiento al rojo son una de las mediciones espectroscópicas más importantes realizadas en astronomía.

Observaciones extragalácticas

La edad del universo versus el corrimiento al rojo de z=5 a 20. ^[49]

Los objetos más distantes exhiben mayores corrimientos al rojo correspondientes al flujo de Hubble del universo . El corrimiento al rojo más grande observado, correspondiente a la mayor distancia y más atrás en el tiempo, es el de la radiación cósmica de fondo de microondas ; el valor numérico de su corrimiento al rojo es de aproximadamente z = 1089 ( z = 0 corresponde al tiempo actual), y muestra el estado del universo hace unos 13,8 mil millones de años, ^[61] y 379,000 años después de los momentos iniciales del Big Bang . ^[62]

Los núcleos luminosos en forma de puntos de los quásares 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. ^{[ cita necesaria ]}

Para galaxias más distantes que el Grupo Local y el cercano Cúmulo de Virgo , pero dentro de unos 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 ha llegado a conocerse como ley de Hubble . Vesto Slipher fue el primero en descubrir corrimientos al rojo galácticos, aproximadamente en el año 1912, mientras que Hubble correlacionó las mediciones de Slipher con distancias que midió por otros medios para formular su Ley. En el modelo cosmológico ampliamente aceptado basado en la relatividad general , el corrimiento al rojo es principalmente 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 transcurrido desde que la luz abandonó esa galaxia. por lo tanto, cuanto más se ha estirado la luz, más se desplaza hacia el rojo y, por lo tanto, más rápido parece alejarse de nosotros. La ley de Hubble se deriva en parte del principio de Copérnico . ^[63] Debido a que generalmente no se sabe qué tan luminosos son los objetos, medir el corrimiento al rojo es más fácil que las mediciones de distancia más directas, por lo que el corrimiento al rojo a veces se convierte en la práctica en una medición de distancia cruda utilizando la ley de Hubble. ^{[ cita necesaria ]}

Las interacciones gravitacionales de las galaxias entre sí y los cúmulos provocan una dispersión significativa en la gráfica normal del diagrama de Hubble. Las velocidades peculiares asociadas con las galaxias superponen una traza aproximada de la masa de los objetos virializados en el universo. Este efecto conduce a fenómenos tales como galaxias cercanas (como la galaxia de Andrómeda ) que exhiben desplazamientos hacia el azul a medida que caemos hacia un baricentro común , y mapas de corrimiento al rojo de cúmulos que muestran un efecto de dedos de dios debido a la dispersión de velocidades peculiares en una distribución aproximadamente esférica. ^[63] Este componente agregado 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. . ^{[64] [ página necesaria ]}

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 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 tiempos mucho más largos, la aproximación de la tasa de expansión constante falla y la ley de Hubble se convierte en una relación integral no lineal y dependiente de la historia de la tasa de expansión desde la emisión. de la luz de la galaxia en cuestión. Las observaciones de la relación corrimiento al rojo-distancia se pueden utilizar, entonces, para determinar la historia de expansión del universo y, por tanto, el contenido de materia y energía. ^{[ cita necesaria ]}

Si bien durante mucho tiempo se creyó que la tasa de expansión ha ido disminuyendo continuamente desde el Big Bang, las observaciones que comenzaron en 1988 de la relación corrimiento 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 . ^{[sesenta y cinco]}

Desplazamientos al rojo más altos

Distancia comovimg y tiempo retrospectivo para los parámetros cosmológicos de Planck 2018, de corrimiento al rojo de 0 a 15, con la distancia (línea continua azul) en el eje izquierdo y el tiempo (línea discontinua naranja) en el derecho. Tenga en cuenta que el tiempo que ha transcurrido (en giga años) desde un corrimiento al rojo determinado 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 espacio durante el período intermedio.

Actualmente, los objetos con los mayores corrimientos 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 JADES-GS-z13-0 con un corrimiento al rojo de z = 13,2 , correspondiente a 300 millones de años después del Big Bang. El récord anterior lo ostentaba GN-z11 , ^[66] con un corrimiento al rojo de z = 11,1 , correspondiente a 400 millones de años después del Big Bang, y por UDFy-38135539 ^[67] con un corrimiento al rojo de z = 8,6 , correspondiente a 600 millones de años después del Big Bang. Ligeramente menos confiables son los corrimientos al rojo de ruptura de Lyman , el más alto de los cuales es el de la galaxia con lente A1689-zD1 con un corrimiento al rojo z = 7,5 ^{[68] [69]} y el siguiente más alto es z = 7,0 . ^{[70] El} estallido de rayos gamma observado más distante con una medición espectroscópica de corrimiento al rojo fue GRB 090423 , que tuvo un corrimiento al rojo de z = 8,2 . ^[71] El cuásar más distante conocido, ULAS J1342+0928 , está en z = 7,54 . ^{[72] [73]} La radiogalaxia con corrimiento al rojo más alto conocido (TGSS1530) tiene un corrimiento al rojo z = 5,72 ^[74] y el material molecular con corrimiento al rojo más alto conocido es la detección de la emisión de la molécula de CO del quásar SDSS J1148+5251 enz = 6,42 . ^[75]

Los objetos extremadamente rojos (ERO) son fuentes astronómicas de radiación que irradian energía en la parte roja y en el infrarrojo cercano del espectro electromagnético. Estas pueden ser galaxias con estallido estelar que tienen un alto corrimiento al rojo acompañado de enrojecimiento debido al polvo intermedio, o podrían ser galaxias elípticas altamente corridas al rojo con una población estelar más antigua (y por lo tanto más roja). ^[76] Los objetos que son incluso más rojos que los ERO se denominan objetos hiperextremadamente rojos (HERO). ^[77]

El fondo cósmico de microondas tiene un corrimiento al rojo de z = 1089 , correspondiente a una edad de aproximadamente 379.000 años después del Big Bang y una distancia propia de más de 46 mil millones de años luz. ^[78] La primera luz aún por observar de las estrellas más antiguas de Población III , poco después de que se formaran los átomos por primera vez y el CMB dejara de ser absorbido casi por completo, puede tener corrimientos al rojo en el rango de 20 < z < 100 . ^[79] Otros eventos de alto desplazamiento 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 desplazamiento al rojo superior a z > 10 ¹⁰ ) ^{[80] y el} fondo de ondas gravitacionales cósmicas emitido directamente de la inflación con un corrimiento al rojo superior a z > 10 ²⁵ . ^[81]

En junio de 2015, los astrónomos informaron evidencia de estrellas de Población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 en z = 6,60 . Es probable que tales estrellas hayan existido en el universo temprano (es decir, con un alto corrimiento al rojo) y pueden haber iniciado la producción de elementos químicos más pesados ​​que el hidrógeno , necesarios para la formación posterior de planetas y de la vida tal como la conocemos. ^{[82] [83]}

Encuestas de corrimiento al rojo

Representación de los datos 2dFGRS

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 con corrimiento al rojo. Al combinar el corrimiento al rojo con datos de posición angular, un estudio de corrimiento al rojo mapea la distribución 3D de la materia dentro de un campo del cielo. Estas observaciones se utilizan para medir 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 espectacular ejemplo de una estructura a gran escala que los estudios de corrimiento al rojo pueden detectar. ^[84]

El primer estudio de desplazamiento al rojo fue el CfA Redshift Survey , iniciado en 1977 y la recopilación inicial de datos se completó en 1982. ^[85] Más recientemente, el 2dF Galaxy Redshift Survey determinó la estructura a gran escala de una sección del universo, midiendo los desplazamientos al rojo durante más de 220.000 galaxias; La recopilación de datos se completó en 2002 y el conjunto de datos final se publicó el 30 de junio de 2003. ^[86] El Sloan Digital Sky Survey (SDSS) está en curso desde 2013 y tiene como objetivo medir los corrimientos al rojo de alrededor de 3 millones de objetos. ^[87] SDSS ha registrado desplazamientos al rojo para galaxias de hasta 0,8 y ha participado en la detección de quásares más allá de z = 6 . El DEEP2 Redshift Survey utiliza los telescopios Keck con el nuevo espectrógrafo "DEIMOS" ; DEEP2, una continuación del programa piloto DEEP1, está diseñado para medir galaxias débiles con corrimientos al rojo de 0,7 y superiores y, por lo tanto, está previsto proporcionar un complemento de alto corrimiento al rojo a SDSS y 2dF. ^[88]

Efectos de la óptica física o la transferencia radiativa.

Las interacciones y fenómenos resumidos en los temas de transferencia radiativa y óptica física pueden provocar cambios en la longitud de onda y la frecuencia de la radiación electromagnética. En tales casos, los cambios corresponden a una transferencia de energía física a la materia u otros fotones en lugar de ser una transformación entre sistemas de referencia. Tales cambios pueden deberse a fenómenos físicos como efectos de coherencia o la dispersión de radiación electromagnética , ya sea de partículas elementales cargadas , de partículas o de fluctuaciones del índice de refracción en un medio dieléctrico como ocurre en el fenómeno radioeléctrico de los silbadores de radio . ^[21] Si bien estos fenómenos a veces se denominan "desplazamientos al rojo" y "desplazamientos al azul", en astrofísica las interacciones luz-materia que resultan en cambios de energía en el campo de radiación generalmente se denominan "enrojecimiento" en lugar de "desplazamiento al rojo" que, como un término, normalmente se reserva para los efectos comentados anteriormente. ^[21]

En muchas circunstancias, la dispersión hace que la radiación se vuelva roja porque la entropía da como resultado el predominio de muchos fotones de baja energía sobre unos pocos de alta energía (al tiempo que se conserva la energía total ). ^[21] 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 calculada es generalmente una función de la longitud de onda. Además, la dispersión de medios aleatorios generalmente ocurre en muchos ángulos , y z es función del ángulo de dispersión. Si se produce una dispersión múltiple o las partículas en dispersión tienen un movimiento relativo, generalmente también se produce una distorsión de las líneas espectrales . ^[21]

En la astronomía interestelar , los espectros visibles pueden aparecer más rojos debido a procesos de dispersión en un fenómeno conocido como enrojecimiento interestelar ^[21] ; 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 se diferencia 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 adicional asociada con el fenómeno debido a que los fotones se dispersan dentro y fuera de la línea de visión . ^{[ cita necesaria ]}

Cambio azúl

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

Desplazamiento al azul Doppler

Desplazamiento al rojo y al azul Doppler

El desplazamiento hacia el azul Doppler es causado por el movimiento de una fuente hacia el observador. El término se aplica a cualquier disminución de la longitud de onda y aumento de la frecuencia provocados por el movimiento relativo, incluso fuera del espectro visible . Sólo los objetos que se mueven a velocidades casi relativistas hacia el observador son notablemente más azules a simple vista , pero la longitud de onda de cualquier fotón u otra partícula reflejada o emitida se acorta en la dirección de viaje. ^[89]

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

• La galaxia de Andrómeda se está moviendo hacia nuestra propia galaxia , la Vía Láctea, dentro del Grupo Local ; por lo tanto, cuando se observa desde la Tierra, su luz sufre un desplazamiento hacia el azul. ^[90]
• Los componentes de un sistema estelar binario se desplazarán hacia el azul cuando se acerque a la Tierra
• Al observar galaxias espirales, el lado que gira hacia nosotros tendrá un ligero desplazamiento hacia el azul en relación con el lado que gira alejándose de nosotros (ver relación Tully-Fisher ).
• Se sabe que los blazares impulsan chorros relativistas hacia nosotros, emitiendo radiación sincrotrón y bremsstrahlung que parece desplazada hacia el azul. ^{[ cita necesaria ]}
• Las estrellas cercanas, como la estrella de Barnard , se están moviendo hacia nosotros, lo que produce un desplazamiento hacia el azul muy pequeño.
• El corrimiento al azul Doppler de objetos distantes con una z alta se puede restar del corrimiento al rojo cosmológico mucho mayor para determinar el movimiento relativo en el universo en expansión . ^[91]

Desplazamiento al azul gravitacional

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

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

Los fotones que salen de un objeto gravitante se vuelven menos energéticos. Esta pérdida de energía se conoce como "desplazamiento al rojo", ya que los fotones en el espectro visible aparecerían más rojos. De manera similar, los fotones que caen en un campo gravitacional se vuelven más energéticos y exhiben un desplazamiento hacia el azul. ... Tenga en cuenta que la magnitud del efecto de desplazamiento al rojo (desplazamiento al azul) no es una función del ángulo emitido o del ángulo recibido del fotón; depende únicamente de qué tan radialmente el fotón tuvo que salir (caer) del potencial Bueno. ^{[92] [93]}

Es una consecuencia natural de la conservación de la energía y de la equivalencia masa-energía , y fue confirmada experimentalmente en 1959 con el experimento de Pound-Rebka . El desplazamiento hacia el azul gravitacional contribuye a la anisotropía del fondo cósmico de microondas (CMB) a través del efecto Sachs-Wolfe : cuando un pozo gravitacional evoluciona mientras pasa un fotón, la cantidad de desplazamiento hacia el azul al acercarse diferirá de la cantidad de desplazamiento hacia el rojo gravitacional cuando abandona la región. ^[94]

Valores atípicos azules

Hay galaxias activas lejanas que muestran un desplazamiento hacia el azul en sus líneas de emisión [O III] . Uno de los mayores desplazamientos hacia el azul se encuentra en el quásar de línea estrecha , PG 1543+489, que tiene una velocidad relativa de -1150 km/s. ^[91] Estos tipos de galaxias se denominan "valores atípicos azules". ^[91]

Cambio de azul cosmológico

En un universo hipotético que sufriera una contracción galopante del Big Crunch , se observaría un corrimiento cosmológico hacia el azul, y las galaxias más lejanas estarían cada vez más desplazadas hacia el azul, exactamente lo opuesto al corrimiento cosmológico al rojo realmente observado en el actual universo en expansión . ^{[ cita necesaria ]}

Ver también

• Potencial gravitacional
• Efecto Doppler relativista

Referencias

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44. Esto sólo es cierto en un universo donde no hay velocidades peculiares . De lo contrario, los corrimientos al rojo se combinan como

    ${\displaystyle 1+z=(1+z_{\mathrm {Doppler} })(1+z_{\mathrm {expansion} })}$

    lo que produce soluciones en las que ciertos objetos que "retroceden" se desplazan hacia el azul y otros objetos que "se acercan" se desplazan hacia el rojo. Para obtener más información sobre este extraño resultado, consulte: Davis, TM; Tejedor de líneas, CH; Webb, JK (abril de 2003). "Soluciones al problema de las galaxias ancladas en un universo en expansión y la observación de objetos desplazados hacia el azul en retroceso". Revista Estadounidense de Física . 71 (4): 358–364. arXiv : astro-ph/0104349 . Código bibliográfico : 2003AmJPh..71..358D. doi :10.1119/1.1528916. S2CID  3219383.
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Fuentes

Artículos

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Libros

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• Binney, James; Michael Merrifeld (1998). Astronomía Galáctica . Prensa de la Universidad de Princeton. ISBN 978-0-691-02565-0.
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• 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. Juan Wiley. ISBN 978-0-471-92567-5.
• Consulte también los libros de texto de cosmología física para conocer las aplicaciones de los corrimientos al rojo cosmológicos y gravitacionales.

enlaces externos

• Tutorial de cosmología de Ned Wright
• Entrada de la guía de referencia cósmica sobre el corrimiento al rojo
• Tutorial de desplazamiento al rojo astronómico de Mike Luciuk
• GIF animado de desplazamiento al rojo cosmológico por Wayne Hu
• Merrifield, Michael; Colina, Richard (2009). "Desplazamiento al rojo Z". SEIS SÍMBΦLOS . Brady Haran para la Universidad de Nottingham .