En física y astronomía, el corrimiento al rojo, corrimiento hacia el rojo o desplazamiento hacia el rojo (En inglés: Redshift), ocurre cuando la radiación electromagnética, normalmente la luz visible, que se emite o refleja desde un objeto es desplazada hacia el rojo al final del espectro electromagnético. De manera más general, el corrimiento al rojo es definido como un incremento en la longitud de onda de radiación electromagnética recibidas por un detector comparado con la longitud de onda emitida por la fuente. Este incremento en la longitud de onda se corresponde con un decremento en la frecuencia de la radiación electromagnética. En cambio, el decrecimiento en la longitud de onda es llamado corrimiento al azul. Cualquier incremento en la longitud de onda se llama "corrimiento hacia el rojo", incluso si ocurre en radiación electromagnética de longitudes de onda no visibles, como los rayos gamma, rayos X y radiación ultravioleta. Esta denominación puede ser confusa ya que, a longitudes de onda mayores que el rojo (p.ej. infrarrojo, microondas y ondas de radio), los desplazamientos hacia el rojo se alejan de la longitud de onda del rojo.

Corrimiento al rojo de las líneas espectrales en el espectro visible de un supercúmulo de galaxias distantes (derecha), comparado con el del Sol (izquierda). La longitud de onda se incrementa hacia el rojo y más allá.

Figura ilustrando corrimiento al rojo de tipo gravitacional.

[editar] Historia

La historia del corrimiento al rojo empezó con el desarrollo en el siglo XIX de la mecánica ondulatoria y la exploración del fenómeno asociado con el efecto Doppler. El efecto es llamado así después de que Christian Andreas Doppler, que ofreció la primera explicación física conocida para el fenómeno en 1842.^[5] La hipótesis fue probada y confirmada mediante ondas sonoras por el científico holandés Christophorus Buys Ballot en 1845.^[6] Doppler predijo correctamente que el fenómeno debería aplicarse a todas las ondas y en particular sugirió que la variación de los colores de las estrellas podía ser atribuida a su movimiento con respecto a la Tierra.^[7] Mientras que esta atribución terminó siendo incorrecta (los colores de las estrellas son indicadores de la temperatura, no del movimiento), Doppler sería posteriormente reivindicado por la verificación de observaciones de corrimiento al rojo.

El primer corrimiento al rojo Doppler fue descrito en 1848 por el físico francés Hippolyte Fizeau, que indicó que el desplazamiento en líneas espectrales visto en las estrellas era debido al efecto Doppler. El efecto es llamado algunas veces el "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.^[8]

En 1871, el corrimiento al rojo óptico fue confirmado cuando el fenómeno fue observado en las líneas de Fraunhofer utilizando la rotación solar, a unos 0.1 Å del rojo.^[9] En 1901 Aristarkh Belopolsky verificó el corrimiento al rojo óptico en el laboratorio utilizando un sistema de rotación especular.^[10]

La primera aparición del término "corrimiento al rojo" en la literatura, fue debida al astrónomo estadounidense Walter Sidney Adams en 1908, donde menciona "Dos métodos de investigación de la naturaleza del corrimiento al rojo nebular".^[11]

Empezando con las observaciones en 1912, Vesto Slipher descubrió que muchas nebulosas espirales tenían considerables corrimientos al rojo.^[12] Posteriormente, Edwin Hubble descubrió una relación aproximada entre el desplazamiento al rojo de tales "nebulosas" (ahora conocidas como galaxiaa) y la distancia a ellas con la formulación de su epónimo la ley de Hubble.^[13] Estas observaciones corroboraron el trabajo de Alexander Friedman de 1922, en que halló las famosas ecuaciones de Friedmann, demostrando, que el Universo podía expandirse y presentó la velocidad de expansión en ese caso.^[14] Hoy son consideradas fuertes pruebas para un Universo en expansión y la Teoría del Big Bang.^[15]

[editar] Medida, caracterización e interpretación

Un corrimiento al rojo se puede medir mirando el espectro de la luz que viene de una fuente sencilla. Si hay características en este espectro tales como líneas de absorción, líneas de emisión u otras variantes de intensidad de la luz, entonces en principio se puede calcular el corrimiento hacia el rojo. Para ello, se necesita la comparación del espectro observado con un espectro conocido de características similares. Por ejemplo, el espectro del Hidrógeno, cuando está expuesto a la luz tiene un espectro que muestra características a intervalos regulares. Si se observa el mismo patrón de intervalos en un espectro observado pero que ocurre a longitudes de onda desplazadas, entonces se puede medir el corrimiento al rojo del objeto. Para determinar el desplazamiento hacia el rojo de un objeto por tanto requiere un rango de frecuencias o longitudes de onda. Los desplazamientos al rojo no pueden ser calculados observando características sin identificar cuyas frecuencias residuales son desconocidas o con un especro que no tiene características o ruido blanco (fluctuaciones aleatorias en un espectro.^[16]

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

Después de medir z, la distinción entre el corrimiento al rojo y al azul es simplemente si z es positiva o negativa. Por ejemplo, en los corrimientos al azul (z < 0), el efecto Doppler está asociado con objetos aproximándose al observador en el que la luz se desplaza hacia energías mayores. Contrariamente, en los corrimientos al rojo (z > 0), el efecto Doppler está asociado a objetos alejándose del observadon con la luz desplazándose hacia energías menores. Asimismo, los desplazamientos al azul del efecto Einstein están asociados con luz que entra en un fuerte campo gravitatorio mientras que los desplazamientos al rojo de efecto Einstein implican que la luz está dejando el campo.

[editar] Mecanismos

Un simple fotón propagado a través del vacío puede desplazarse hacia el rojo de varias maneras distintas. Cada uno de estos mecanismos produce un desplazamiento de tipo Doppler, es decir, z es independiente de la longitud de onda. Estos mecanismos son descritos mediante transformaciones galileanas, lorentzianas o relativistas entre un sistema de referencia y otro.^[2]

[editar] Efecto Doppler

Si una fuente de luz se está alejando de un observador, entonces los corrimientos al rojo (z > 0) ocurren, si la fuente se acerca, entonces ocurre un corrimiento al azul. Esto es cierto para todas las ondas electromagnéticas y es explicado por el efecto Doppler. Consecuentemente, este tipo de corrimiento al rojo es denominado el corrimiento al rojo Doppler. Si la fuente se aleja del observador con velocidad v, entonces, ignorando los efectos relativistas, el corrimiento al rojo viene dado por

    (Ya que , ver debajo)

donde c es la velocidad de la luz. En el efecto Doppler clásico, la frecuencia de la fuente se modifica, pero el movimiento recesivo causa la ilusión de una frecuencia menor.

[editar] Efecto Doppler Relativista

Un tratamiento más completo del corrimiento al rojo Doppler necesita la consideración de efectos relativistas asociados con el movimiento de fuentes cercanas a la velocidad de la luz. En breve, los objetos moviéndose cerca de la velocidad de la luz experimentarán desviaciones de la fórmula del efecto Doppler simpls debido a la dilatación del tiempo de la relatividad especial que puede ser corregido introduciendo el factor de Lorentz ? en la fórmula clásica de Doppler como sigue:

Este fenómeno fue observado por primera vez en un experimento de 1938 realizado por Herbert E. Ives y G.R. Stilwell.^[19] Como el factor de Lorentz sólo depende de la magnitud de la velocidad, esto causa el desplazamiento hacia el rojo asociado con la corrección relativista para ser independiente de la orientación de la fuente del movimiento. En contraste, la parte clásica de la fórmula depende de la proyección del movimiento de la fuente en la línea de vista que proporciona diferentes resultados para diferentes orientaciones. Consecuentemente, para un objeto moviéndose formando un ángulo θ con el observador (el ángulo nulo tiene una línea directa con el observador), la forma completa para el efecto Doppler relativista se convierte en:

y solamente para los movimientos en la línea de vista (θ, esta ecuación se reduce a:

Para el caso especial en que la fuente se está moviendo en ángulos rectos (θ = 90° al detector, el corrimiento al rojo relativista es conocido como el efecto Doppler transversal y un corrimiento al rojo de:

es medido, incluso aunque el objeto no se está alejando del observador. Incluso si la fuente se está moviéndose hacia el observador, si hay un componente trensversal al movimiento entonces hay alguna velocidad a la que la dilatación cancela exactamente el corrimiento al azul esperado y a velocidades mayores la fuente que se aproxima se desplazaría hacia el rojo.^[20]

[editar] Expansión del espacio

En la primera parte del siglo XX, Slipher, Hubble y otros hicieron las primeras medidas de corrimientos al rojo y al azul de galaxias más allá de la Vía Láctea. Inicialmente interpretaron estos desplazamientos al rojo y al azul como debidos únicamente al efecto Doppler, pero después Hubble descubrió una leve correlación entre el incremento del desplazamiento al rojo y el incremento de la distancia de galaxias. Los teóricos casi inmediatamente se dieron cuenta que estas observaciones se podían explicar por un mecanismo diferente de corrimiento al rojo. La ley de Hubble de la correlación entre corrimientos al rojo y distancias es requerida por los modelos de cosmología procedentes de la relatividad general que tienen una métrica de expansión del espacio.^[15] Como resultado, los fotones propagándose a través del Universo en expansión son extendidos, creando el corrimiento al rojo cosmológico. Esto difiere de los desplazamientos al rojo por efecto Doppler descritos antes porque la velocidad de empuje (p.ej. la transformación de Lorentz) entre la fuente y el observador no es debida a la transferencia clásica entre momento y energía, sino que en vez de ello los fotones incrementan su longitud de onda y se desplazan haca el rojo según el espacio que están atravesando se expande.^[21] Este efecto está prescrita en el modelo cosmológico actual como una manifestación observable del factor de escala cósmico dependiente del tiempo (a) de la siguiente manera:

Este tipo de corrimiento al rojo se llama corrimiento al rojo cosmológico o corrimiento al rojo de Hubble. Si el Universo se estuviera contrayendo en vez de expandirse, veríamos las galaxias distantes desplazándose hacia el azul por una suma proporcional a su distancia en vez de desplazarse hacia el rojo.^[22]

Estas galaxias no están retrocediendo simplemente por medio de una velocidad física alejándose del observador, en vez de ello, el espacio que interviene se está extendiendo, lo que cuenta lara la isotropía a gran escala del efecto demandado por el principio cosmológico.^[23] Para los desplazamientos al rojo cosmológicos con z < 0.1 los efectos de la expansión del espacio-tiempo son mínimos y los corrimientos al rojo están dominados por los movimientos relativos peculiares entre una galaxia a otra que causa corrimientos al rojo y al azul Doppler adicionales.^[24] La diferencia entre la velocidad física y la expansión del espacio se puede ilustrar por la Expansión de la Hoja de Caucho del Universo, una analogía cosmológica común utilizada para describir la expansión del espacio. Si dos objetos son representados por cojinetes de bolas y el espacio-tiempo por una hoja de caucho expandiéndose, el efecto Doppler es causado por el rodar de las bolas a través de la hoja creando un movimiento particular. El corrimiento al rojo cosmológico ocurre cuando los cojinetes de bolas se pegan a la hoja y la hoja es expandida. (Obviamente, hay problemas dimensionales con el modelo, ya que los cojinetes de bolas deberían estar en la hoja y el corrimiento al rojo produce velocidades mayores que las del efecto Doppler si la distancia entre dos objetos es lo suficientemente larga.).

A pesar de la distinción entre los corrimientos al rojo causados por la velocidad de los objetos y los asociados con la expansión del Universo, los astrónomos algunas veces lo llaman "velocidad de recesión" en el contexto de los desplazamientos al rojo de galaxias distantes a partir de la expansión del Universo, incluso aunque es sólo una recesión aparente.^[25] Como consecuencia, la literatura popular a menudo utiliza la expresión "corrimiento al rojo Doppler" en vez de "corrimiento al rojo cosmológico" para describir el movimiento de las galaxias dominado por la expansión del espacio, a pesar del hecho de que una "velocidad cosmológica recesiva" cuando se calcula no igualará la velocidad en la ecuación Dopples relativista.^[26] En particular, el corrimiento al rojo Doppler está acotado por la relatividad especial; con lo que v > c es imposible mientras, en contraste, v > c es posible para corrimientos al rojo cosmológicos porque el espacio que separa los objetos (p.ej. un quasar desde la tierra) se puede expandir más deprisa que la velocidad de la luz.^[27] Más matemáticamente, el punto de vista de que "las galaxias distantes están retrocediendo" y el punto de vista de que "el espacio entre galaxias está expandiéndose" esta relacionado con el cambio de sistema de coordenadas. Expresando de forma precisa requiere trabajar con las matemáticas de la métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker.^[28]

[editar] Corrimiento al rojo gravitacional

En la teoría de la relatividad general, exite la dilatación temporal dentro de pozos gravitacionales. Esto se conoce como el corrimiento al rojo gravitacional o desplazamiento Einstein.^[29] La demostración teórica de este efecto se obtiene del la solución de Schwarzschild de las ecuaciones de Einstein de las que se forma la siguiente para el desplazamiento al rojo asociado con un fotón viajando en el campo gravitatorio de una masa esféricamente simétrica, sin carga no rotatoria:

,

donde

• es la constante gravitacional,
• es la masa del objeto que crea el campo gravitatorio,
• es la coordenada radial del observador (que es análoga a la distancia clásica desde el centro del objeto, pero realmente es una

coordenada Schwarzschild, y

• es la velocidad de la luz.

Este desplazamiento al rojo gravitacional se puede calcular a partir de la suposición de la relatividad especial y el principio de equivalencia; la teoría fe la relatividad general al completo no es necesaria.^[30]

El efecto es muy pequeño pero medible en la Tierra utilizando el efecto Mossbauer y fue observado por primera vez en el experimento de Pound y Rebka.^[31] Sin embargo, es significante cerca de un agujero negro y cuando un objeto se aproxima al horizonte de sucesos el desplazamiento al rojo vale infinito. Es también la causa dominante de las grandes fluctuaciones de temperatura de escala angular en el fondo cósmico de microondas (ver el efecto Sachs-Wolfe).^[32]

[editar] Observaciones astronómicas

El corrimiento al rojo observado en astronomía se puede medir porque los espectros de emisión y absorción para átomos son distintivos, calibrados a partir de los experimentos de espectroscopia en laboratorios terrestres. Cuando el corrimiento al rojo de varias líneas de absorción y emisión desde un simple objeto astronómico es medida, z se encuentra que es extraordinariamente constante. Aunque los objetos distantes pueden estar ligeramente borossos y las líneas ensanchadas, no es más que porque se puede explicar por los movimientos térmicos y mecánicos de la fuente. Por estas y otras razones, el consenso entre los astrónomos es que los desplazamientos al rojo que observan son debidos a alguna combinación de estas tres formas establecidas de desplazamientos al rojo estilo Doppler. Las hipótesis alternativas no son consideradas generalmente como plausibles.^[33]

La espectroscopia, como medida, es considerablemente más difícil que la simple fotometría, que mide el brillo de objetos astronómicos a través de filtros.^[34] Cuando los datos fotométricos son los únicos disponibles (por ejemplo, en el Campo Profundo del Hubble y el Campo Ultra Profundo del Hubble), los astrónomos confían en una técnica de medida de desplazamientos al rojo fotométricos.^[35] Debido a la sensibilidad del filtrado en un rango de longitudes de onda y la técnica que confía en muchas suposiciones sobre la naturaleza del espectro en una fuente de luz, los errores para estos tipos de medida pueden estar en rangos superiores a z = 0.5 y son muchos menos fiables que las resoluciones espectroscópicas.^[36] Sin embargo, la fotometría permite al menos una caracterización cualitativa de un corrimiento al rojo. Por ejemplo, si un espectro tipo solar tiene un corrimiento al rojo de z = 1, sería más brillante en los infrarrojos que en el color amarillo-verde asociado con el pico de su espectro de cuerpo negro y la intensidad de la luz se reducirá en el filtro en un factos de dos (1 +z) (ver la corrección K para más detalles en las consecuencias fotométricas del corrimiento al rojo).^[37]

[editar] Observaciones locales

Una foto de la corona solar tomado con el coronágrafo LASCO C1. La fotografía es una imagen codificada en color del desplazamiento Doppler de la línea FeXIV 5308 Å, causada por la velocidad coronaria del plasma hacia o desde el satélite.

En objetos cercanos (dentro de nuestra Vía Láctea), los desplazamientos al rojo observados están casi siempre relacionados con las velocidades de la LOS asociadas con los objetos que están siendo observados. Las observaciones de tales desplazamentos al rojo y al azul han permitido a los astrónomos medir velocidades y parametrizar las masas de las órbitas estelares en binarias espectroscópicas, un método empleado por primera vez en 1868 por el astrónomo británico William Huggins.^[8] De forma similar, los pequeños desplazamientos al rojo y al azul detectados en las medidas espectroscópicas de estrellas individuales son una manera de que los astrónomos puedan diagnosticar medir la presencia y características de sistemas planetarios alrededor de otras estrellas.^[38] Las medidas de desplazamientos al rojo para detalles finos se utilizan en heliosismología para determinar los movimientos precisos de la fotosfera del Sol.^[39] Los desplazamientos al rojo también se han utilizado para hacer las primeras medidas de la rotación de los planetas,^[40] velocidades de nubes interestelares,^[41] la rotación de galaxias,^[2] y la dinámica del disco de acrecimiento en estrellas de neutrones y agujeros negros que exhiben desplazamientos al rojo Doppler y gravitacionales.^[42] Adicionalmente, las temperaturas de emisión y absorción de varios objetos se puede obtener midiendo el ensanchamiento Doppler, los desplazamientos al rojo y al azul sobre una línea sencilla de absorción o emisión.^[43] Midiendo el ensanchamiento y los desplazamientos de 21-centímetros de la línea del hidrógeno en diferentes direcciones, los astrónomos han podido medir las velocidades de recesión de gas interestelar, que al final reveló la curva de rotación de nuestra Vía Láctea.^[2] Se han realizado medidas similares en otras galaxias, como la de Andrómeda.^[2] Como herramienta de diagnóstico, las medidas de desplazamiento al rojo son una de las más importentes medidas espectoscópicas hechas en la astronomía.

[editar] Observaciones extragalácticas

Los objetos más distantes exhiben los mayores corrimientos al rojo correspondientes al flujo de Hubble del Universo. Los mayores desplazamientos observados, correspondientes a las mayores distancias y a los más lejanos atrás en el tiempo, son los de la Radiación cósmica de microondas y el valor numérico de su desplazamiento es aproximadamente z = 1089 (z = 0 se corresponde al momento actual) y muestra el estado del Universo hace unos 13700 millones de años y 379000 años después de los momentos iniciales del Big Bang.^[44]

Los núcleos luminosos puntuales de los quasars fueron los primeros objetos "altamente-desplazados al rojo"(z > 0.1) descubiertos antes de que la mejora de los telescopios permitiera el descubrimiento de otras galaxias altamente desplazadas. Actualmente, el corrimiento al rojo de quasar medidos más alto es de z = 6.4,^[45] con la confirmación de que el mayor corrimiento al rojo de una galaxia es z = 7.0^[46] mientras que otros informes no confirmados más de una lente gravitacional observada en un cúmulo de galaxias distante puede indicar que una galaxia tiene un desplazamiento al rojo de z = 10.^[47]

Para galaxias más lejanas del Grupo Local y cercanas al Cúmulo de Virgo, pero dentro de unos miles de megaparsecs, el corrimiento al rojo es aproximadamente proporcional a la distancia de la galaxia. Esta correlación fue observada por Edwin Hubble y es conocida como la ley de Hubble. Vesto Slipher fue el descubridor de los corrimientos al rojo galáctico. Entorno al año 1912, mientras Hubble correlaba las medidas de Slipher con las distancias las midió por otros medios para formular su Ley. En el modelo ampliamente aceptado basado en la relatividad general, los desplazamientos al rojo es sobre todo un resultado de la expansión del espacio: esto significa que el más allá de una galaxia es desde nosotros, la mayoría del espacio se ha expandido en el tiempo desde que la luz dejó la galaxia, así que la mayoría de la luz se ha extendido, la mayoría de la luz se ha desplazado al rojo y así pacece que se está moviendo desde nosotros. La ley de Hubble viene en parte del principio copernicano.^[48] Como no se conoce normalmente cómo de luminosos son los objetos, la medición del corrimiento al rojo es más fácil que las medidas de distancia más directas, de tal manera que los corrimientos al rojo son algunasveces convertidos en una medida de distancia utilizando la ley de Hubble.

Las interacciones gravitatorias de las galaxias las unas con las otras y con los cúmulos causan una dispersión en el dibujo normal del diagrama de Hubble. Las velocidades peculiares asociadas con galaxias superpuestas dejando un rastro rudo de masa de objetos virializados en el Universo. Este efecto conduce a tal fenómeno como en las galaxias cercanas (como la galaxia de Andrómeda) exhibiendo desplazamientos al azul según caemos hacia un baricentro común y los mapas de corrimientos al rojo de cúmulos muestran un efecto de Dedo de Dios debido a la dispersión de velocidades peculiares en una distribución esférica.^[49] Este componente añadido da a los cosmólogos una oportunidad de medir las masas de objetos independientes de la relación masa-luz (la relación de la masa de una galaxia en masas solares con su btillo en luminosidades solares), una herramienta importante para medir materia oscura.^[50]

La relación lineal de la ley de Hubble entre la distancia y el corrimiento al rojo asume que la tasa de expansión del Universo es constante. Sin embargo, cuando el Universo era mucho más joven, la tasa de expansión y entonces la "constante" de Hubble era mayor que en la actualidad. Para galaxias más distantes, cuya luz ha estado viajando 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 dependiente de la historia de la tasa de la expansión ya que la emisión de luz desde la galaxia en cuestión. Las observaciones de la relación de distancia del corrimiento al rojo se puede utilizar, entonces, para determinar la historia de expansión del Universo y así la materia y energía contenida.