Corrimiento al rojo

El corrimiento al rojo en astrofísica es un fenómeno en el que la longitud de onda de la radiación electromagnética para el observador aumenta en relación con la longitud de onda de la radiación emitida por la fuente. El corrimiento al rojo también se llama la cantidad adimensional , que caracteriza el cambio en la longitud de onda para un fenómeno dado. El corrimiento al rojo puede ser causado por tres razones : puede ser Doppler, gravitatorio y cosmológico, pero a pesar de la diferente naturaleza, en los tres casos el corrimiento al rojo se manifiesta externamente de la misma manera. El fenómeno opuesto, una disminución en la longitud de onda observada, que tiene la misma naturaleza, se llama desplazamiento hacia el azul .

La observación de corrimientos al rojo es muy utilizada en astronomía , ya que permite obtener información sobre el movimiento de los cuerpos celestes y sus otras propiedades. Los corrimientos al rojo son especialmente importantes para la cosmología .

Descripción del fenómeno

En el corrimiento al rojo , la radiación electromagnética aumenta su longitud de onda . La manifestación más notable del corrimiento al rojo es el cambio de líneas y otros detalles en el espectro de la fuente hacia longitudes de onda más largas, por ejemplo, para la luz visible , hacia la parte roja del espectro: este cambio le dio el nombre al término. El fenómeno inverso de la misma naturaleza, en el que la longitud de onda de la radiación disminuye, se denomina blueshift [1] [2] [3] .

El cambio en la longitud de onda es proporcional a la propia longitud de onda, por lo tanto, para su descripción cuantitativa, se introduce el valor donde es la longitud de onda observada, es la emitida, también llamada de laboratorio, y es su diferencia. La cantidad es adimensional y también se llama redshift. Si entonces las longitudes de onda observadas son menores que las de laboratorio, y no se observa un desplazamiento hacia el rojo, sino hacia el azul [1] [2] [4] . ${\textstyle z={\frac {\lambda -\lambda_{0}}{\lambda_{0}}}={\frac {\Delta \lambda }{\lambda_{0}}},}$ $\lambda$ $\lambda _{0}$ $\Delta \lambda$ $z$ ${\ estilo de visualización z <0,}$

De manera similar, se puede expresar en términos de frecuencias . Si es la frecuencia de laboratorio, y es la observada [5] : $z$ $\nu_{0}$ $\nu$

z={\frac {\nu _{0}-\nu }{\nu )).

Cuando es positivo , la longitud de onda de los fotones aumenta y la frecuencia disminuye, por lo tanto, la energía disminuye . Cuando es negativo , la energía aumenta. Dado que la energía de un fotón es donde es la constante de Planck , entonces, con un corrimiento hacia el rojo , su energía cambia en tiempos relativos a la inicial [6] [7] [8] . $z$ $z$ ${\ estilo de visualización E = h \ nu,}$ $h$ $z$ ${\estilo de texto {\frac {1}{1+z))}$

Además, el corrimiento al rojo a veces se denomina fenómeno que se manifiesta de una manera diferente, pero que también conduce a un enrojecimiento visible de la luz [9] [10] .

En la física del estado sólido, el cambio al rojo o al azul es el cambio correspondiente en la longitud de onda de la radiación en relación con la referencia , la longitud de onda tomada como punto de partida. El cambio al rojo (azul) tiene muchas causas, en particular, el cambio de frecuencia de la resonancia de plasmones de superficie localizada en un coloide de nanopartículas de oro puede ser causado por presión externa [11] .

La naturaleza del fenómeno

El corrimiento al rojo puede ser causado por tres razones: la velocidad radial de la fuente, la diferencia de potenciales gravitatorios en los puntos donde se encuentran la fuente y el observador, y la expansión del Universo . El corrimiento al rojo causado por una de estas causas se denomina Doppler gravitacional y cosmológico respectivamente [12] [13] . El corrimiento al rojo cosmológico a veces se considera como un caso especial de Doppler debido a su similitud externa [1] [14] , pero esto es erróneo [15] . Estas razones para el corrimiento se pueden combinar y, en este caso, la magnitud del corrimiento al rojo observado se puede expresar de la siguiente manera [16] : ${\ estilo de visualización z_ {D},}$ ${\ Displaystyle z_ {g}}$ ${\ estilo de visualización z_ {c}}$

1+z=(1+z_{D})(1+z_{g})(1+z_{c}).

Se han propuesto otros mecanismos, que supuestamente provocan el corrimiento al rojo, que ahora han sido rechazados. Entre ellos, por ejemplo, el envejecimiento de la luz [17] .

Corrimiento al rojo Doppler

El corrimiento al rojo Doppler es una manifestación del efecto Doppler y se observa cuando la fuente se mueve en relación con el observador. A velocidades relativas mucho más bajas que la velocidad de la luz, los efectos relativistas pueden ignorarse y, en este caso, el corrimiento al rojo está determinado solo por la velocidad radial de la fuente en relación con el observador [4] [18] : ${\ estilo de visualización c,}$ $v_{r}$

z_{D}={\frac {v_{r}}{c}}.

Si la fuente se aleja del observador, se observa un corrimiento al rojo. Si la fuente se acerca al observador, se observa un desplazamiento hacia el azul [1] . ${\ estilo de visualización z> 0}$ ${\ estilo de visualización z <0}$

Si la velocidad relativa es cercana a la velocidad de la luz , entonces es necesario tener en cuenta las correcciones relativistas asociadas con la dilatación del tiempo del cuerpo en movimiento. En este caso, la velocidad total de la fuente relativa al observador también juega un papel [14] [18] : $v$

z_{D}={\frac {1+v_{r}/c}{\sqrt {1-(v/c)^{2))))-1.

Si la fuente se mueve en la dirección de la línea de visión del observador y la velocidad radial es igual a la velocidad total, entonces la expresión para se puede reescribir de la siguiente manera [4] : $z$

z_{D}={\sqrt {\frac {1+v/c}{1-v/c))}-1.

Para los objetos en la Vía Láctea , los valores absolutos de los desplazamientos Doppler al rojo y al azul, por regla general, no superan los 10 −3 [1] ; raras excepciones son, por ejemplo, las estrellas en la vecindad del agujero negro supermasivo central Sagitario A* , que pueden alcanzar velocidades de varios por ciento de la velocidad de la luz. Por lo tanto, la estrella S4714 , al pasar por el pericentro de la órbita, puede tener un desplazamiento rojo/azul de hasta ±0,08 [19] [20] .

Corrimiento al rojo gravitacional

El corrimiento al rojo gravitacional es un efecto que ocurre cuando el observador está ubicado en un punto con un potencial gravitacional más bajo que la fuente. Para campos gravitatorios débiles donde está la diferencia de potenciales gravitatorios, y en la mecánica clásica este efecto se considera como el gasto energético de un fotón para vencer la gravedad , lo que provoca una disminución de su energía y un aumento de la longitud de onda [1] . ${\textstyle z_{g}={\frac {\Delta \varphi }{c^{2))},}$ $\Delta \varphi$

Para campos gravitatorios intensos es necesario utilizar una fórmula relativista más precisa. Si la fuente está a una distancia de un cuerpo esféricamente simétrico que no gira con masa y el observador está a una gran distancia de él, entonces la fórmula para el corrimiento al rojo gravitacional se ve así [1] [21] : $R$ $METRO,$

z_{g}={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {2GM}{c^{2}R))))}-1={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac{R_{s}}{R}}}}}-1.

Aquí está la constante gravitatoria , y es el radio de Schwarzschild del cuerpo mencionado. El corrimiento al rojo gravitacional se observa, por ejemplo, en las enanas blancas , en las que su valor alcanza 10 −3 [1] . $GRAMO$ $R_{s}$

Desplazamiento al rojo cosmológico

El corrimiento al rojo cosmológico ocurre debido a la expansión del Universo : durante el tiempo en que la luz llega al observador, el factor de escala aumenta, y cuando la luz llega al observador, su longitud de onda es mayor que la emitida por la fuente [12] . Si es el factor de escala en el momento de la observación, y es el mismo en el momento de la emisión de luz, entonces el corrimiento al rojo cosmológico se expresa de la siguiente manera [21] : $un_{0}$ $un_{1}$

z_{c}={\frac {a_{0}}{a_{1}}}-1

El corrimiento al rojo cosmológico observado a veces se interpreta como Doppler, y en este caso se habla de la velocidad radial cosmológica (por pequeña ) que tiene el objeto. Sin embargo, esta interpretación no es precisa: en particular, el aumento de la longitud de onda en el corrimiento al rojo cosmológico no depende de la tasa de cambio del factor de escala en el momento de la emisión o absorción, sino de cuántas veces ha aumentado durante el todo el período entre la emisión y la absorción de la luz [15] . ${\ estilo de visualización v = cz}$ $v$

Para fuentes ubicadas a una distancia no demasiado grande, es posible expandir el factor de escala en una serie [15] : $a)$

a(t)\approx a(t_{0})[1+(t-t_{0})H_{0}+\ldots],

donde es un punto arbitrario en el tiempo, y es la constante de Hubble en un punto en el tiempo En este caso, en una aproximación lineal aplicable a distancias suficientemente pequeñas, se puede expresar el corrimiento hacia el rojo en términos de los momentos de emisión y absorción o en términos de la distancia adecuada [15] : $t_0$ $H_{0}$ $t_{0}.$ $t_0$ $t_{1}$ $d$

z_{c}\aprox. H_{0}(t_{0}-t_{1}),

cz_{c}\aprox. H_{0}d.

Con el corrimiento al rojo cosmológico, como con cualquier otro, la energía del fotón disminuye. En este caso, se gasta en la expansión del Universo [6] .

El corrimiento al rojo cosmológico se observa únicamente en galaxias distantes: a distancias inferiores a decenas de megaparsecs , no excede el corrimiento al rojo Doppler causado por las velocidades peculiares de las galaxias [13] [15] . Hay muchos objetos conocidos con un corrimiento al rojo cosmológico mayor que uno; la galaxia con el corrimiento al rojo más alto conocido en abril de 2022 es HD1 , que tiene un corrimiento al rojo de 13,27 [1] [22] [23] . La radiación de la reliquia tiene alrededor de 1000 [24] . ${\ estilo de visualización z_ {c}}$

Uso

El estudio de los corrimientos al rojo es muy utilizado en astronomía , especialmente en astrofísica , ya que permite obtener información sobre diversas propiedades de los cuerpos celestes mediante el estudio de sus espectros. Para determinar los corrimientos al rojo, se miden las longitudes de onda de líneas espectrales idénticas en la fuente en estudio y en el laboratorio, generalmente se encuentra su diferencia y el corrimiento al rojo se calcula utilizando la fórmula [25] . En algunos casos, el corrimiento al rojo se puede medir fotométricamente en menos tiempo, pero con menor precisión [26] . ${\ estilo de texto z = {\ frac {\ Delta \ lambda }{\ lambda _ {0}}}}$

Astronomía galáctica

Los objetos dentro de la Vía Láctea no tienen corrimientos al rojo cosmológicos, por lo que el corrimiento al rojo observado es predominantemente Doppler. Los desplazamientos al rojo gravitacionales se observan solo en objetos con campos gravitatorios muy intensos , como las enanas blancas , las estrellas de neutrones o los agujeros negros [1] [13] .

Al mismo tiempo, el corrimiento al rojo Doppler se puede usar para juzgar no solo el movimiento de la fuente de luz: por ejemplo, cuando una estrella gira, uno de sus lados se acerca al observador, mientras que el otro se aleja, lo que conduce a diferencias en radial. velocidades y, en consecuencia, en desplazamientos hacia el rojo o el azul. Incluso si no es posible observar partes individuales de la estrella, como es posible para el Sol , entonces el espectro total será la suma de los espectros de varios puntos en el disco de la estrella. Como resultado, las líneas en el espectro de la estrella tendrán un ancho mayor, a partir del cual será posible calcular la velocidad de rotación de la estrella [25] .

Otros movimientos en las estrellas también pueden conducir a un cambio en las longitudes de onda causado por el corrimiento al rojo Doppler. Por ejemplo, debido al movimiento térmico de la materia, los átomos que emiten fotones se mueven a diferentes velocidades radiales, lo que conduce a un aumento del ancho de la línea Doppler. La velocidad cuadrática media depende de la temperatura de la materia, por lo tanto, en algunos casos, el ensanchamiento de la línea se puede utilizar para juzgar la temperatura de la estrella [25] .

Astronomía extragaláctica

Otras galaxias exhiben un corrimiento al rojo Doppler debido a sus peculiares velocidades y rotación [27] y un corrimiento al rojo cosmológico debido a la expansión del Universo. Los corrimientos al rojo gravitacionales no se observan en las galaxias [13] .

En este caso, las velocidades peculiares de las galaxias son aleatorias y son del orden de varios cientos de kilómetros por segundo. Para las galaxias cercanas, esto lleva al hecho de que el corrimiento Doppler rojo o azul es más fuerte que el cosmológico, que aumenta con la distancia. Incluso para aquellas galaxias cuyo corrimiento al rojo cosmológico es mucho mayor que el Doppler, es posible medir la distancia a la galaxia por corrimiento al rojo solo con cierta precisión. La observación del corrimiento al rojo cosmológico hace posible medir parámetros cosmológicos, como la constante de Hubble , pero las velocidades peculiares de las galaxias reducen la precisión de tales mediciones [14] [15] .

Sin embargo, los desplazamientos al rojo juegan un papel muy importante en la astronomía extragaláctica. En cosmología , se utiliza tanto como medida de tiempo como de distancia: significa, respectivamente, el tiempo y la distancia que tuvo que recorrer la luz, moviéndose desde el observador hasta la fuente, para adquirir tal cosmología. corrimiento al rojo [28] . La conveniencia de este enfoque radica en el hecho de que se determina directamente a partir de las observaciones, mientras que el tiempo y la distancia correspondientes dependen de los parámetros del modelo cosmológico utilizado [29] [30] . $z$

Historia del estudio

La primera causa descubierta del corrimiento al rojo fue el efecto Doppler , predicho teóricamente por Christian Doppler en 1842, pero en ese momento no había instrumentos capaces de probarlo en la práctica [31] [32] . En 1868, William Huggins utilizó por primera vez el efecto Doppler en la práctica: al observar el corrimiento hacia el rojo de las líneas en el espectro de Sirio , demostró que esta estrella se está alejando del Sol [33] .

El corrimiento al rojo gravitacional es predicho por la teoría general de la relatividad publicada por Albert Einstein en 1916 [34] . En 1925, Walter Sidney Adams descubrió experimentalmente este efecto en el espectro de una enana blanca Sirio B [1] , y en el laboratorio se demostró la existencia del corrimiento al rojo gravitacional en la década de 1960 [35] .

El corrimiento al rojo cosmológico fue descubierto por primera vez por Vesto Slifer en 1912-1914 mientras estudiaba los espectros de las galaxias [1] . La fundamentación teórica del corrimiento al rojo cosmológico fue dada por Alexander Friedman en 1922, habiendo construido un modelo del Universo , llamado en el futuro con su apellido [36] [37] . En 1929, basándose en los resultados de la observación de muchas galaxias y sus corrimientos al rojo, Edwin Hubble anunció el descubrimiento de la dependencia del corrimiento al rojo de la distancia a la galaxia. Así, Hubble descubrió la expansión del Universo , y la dependencia que descubrió se denominó ley de Hubble [38] .

Notas

↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Zasov A. V. Redshift // Gran Enciclopedia Rusa . - Editorial BRE , 2010. - T. 15. - 767 p. - ISBN 978-5-85270-346-0 .
↑ 1 2 Surdin V. G. Corrimiento al rojo . Astronet . Consultado el 11 de diciembre de 2020. Archivado desde el original el 16 de enero de 2015. (indefinido)
↑ Terebizh V. Yu. Corrimiento al rojo // Enciclopedia física / Capítulo. edición A. M. Projorov . - M .: Enciclopedia soviética , 1990. - T. 2: Factor de calidad - magneto-óptica . - S. 487-488 . — ISBN 5-85270-061-4 . (Ruso)
↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , pág. 29
↑ Desplazamientos al rojo extragalácticos . ned.ipac.caltech.edu . Consultado el 11 de diciembre de 2020. Archivado desde el original el 22 de diciembre de 2013. (indefinido)
↑ 1 2Ethan Siegel. ¿Se ahorra energía cuando los fotones se desplazan hacia el rojo en nuestro universo en expansión? (Inglés) . Forbes . Consultado el 12 de diciembre de 2020. Archivado desde el original el 11 de diciembre de 2020.
^ Weinberg S. Cosmología . — M .: URSS , 2013. — S. 54 . — 608 pág. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 165.
↑ Jacques Moret-Bailly. La difícil discriminación del corrimiento al rojo de la dispersión Raman estimulada por impulso contra el corrimiento al rojo Doppler // arXiv Astrophysics e-prints. — 2001-10-01. -arXiv : arXiv : astro-ph/0110525v4 .
↑ Peiji Geng, Weiguo Li, Xuyao Zhang, Yong Deng, Haibo Kou. Efectos de la temperatura y el corrimiento al rojo en el índice de refracción de los semiconductores // Journal of Applied Physics. — 2018-07-18. — vol. 124, núm. 3 . — ISSN 0021-8979 . -doi : 10.1063/ 1.5027771 .
↑ Gregory Barbillon. Nanoplasmónica en ambiente de alta presión // Fotónica. - 2020. - Vol. 7.- P. 53 y ss. -doi : 10.3390 / fotónica7030053 .
↑ 12 Desplazamiento al rojo cosmológico . astronomy.swin.edu.au . Consultado el 11 de diciembre de 2020. Archivado desde el original el 1 de noviembre de 2020. (indefinido)
↑ 1 2 3 4 Sonda de gravedad B - Preguntas y respuestas sobre relatividad especial y general . einstein.stanford.edu . Consultado el 11 de diciembre de 2020. Archivado desde el original el 2 de marzo de 2021. (indefinido)
↑ 1 2 3 Desplazamiento al rojo . www.femto.com.ua _ Consultado el 11 de diciembre de 2020. Archivado desde el original el 20 de junio de 2013. (indefinido)
↑ 1 2 3 4 5 6 Weinberg S. Cosmología . — M .: URSS , 2013. — S. 30 —34. — 608 pág. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
↑ Karttunen et al., 2007 , pág. 413.
↑ Edward L.Wright. Errores en la Cosmología de la Luz Cansada . www.astro.ucla.edu . Consultado el 11 de diciembre de 2020. Archivado desde el original el 16 de noviembre de 2021. (indefinido)
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 188-189.
↑ Rafikov RR Doppler Impulso de las estrellas S en el Centro Galáctico // The Astrophysical Journal. — 2020-12-01. - T. 905 . - S. L35 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /2041-8213/abcebc . Archivado desde el original el 29 de junio de 2022.
↑ Siegel E. Los científicos descubren la estrella más rápida alrededor de un agujero negro supermasivo . Forbes . Consultado el 29 de junio de 2022. Archivado desde el original el 29 de junio de 2022.
↑ 1 2 Karttunen et al., 2007 , págs. 412-413.
↑ Harikane Y., Inoue AK, Mawatari K., Hashimoto T., Yamanaka S. A Search for H-Dropout Lyman Break Galaxies at z 12-16 // The Astrophysical Journal. — 2022-04-01. - T. 929 . - S. 1 . — ISSN 0004-637X . -doi : 10.3847 / 1538-4357/ac53a9 . Archivado desde el original el 6 de junio de 2022.
↑ Los astrónomos descubren la galaxia más distante conocida en el universo . astronomia _ Consultado el 6 de mayo de 2022. Archivado desde el original el 2 de mayo de 2022.
↑ Martín White. ¿Qué son las anisotropías CMB? . w.astro.berkeley.edu . Consultado el 12 de diciembre de 2020. Archivado desde el original el 26 de enero de 2021. (indefinido)
↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 189-192.
↑ Salvato M., Ilbert O., Hoyle B. Los muchos sabores de los desplazamientos al rojo fotométricos // Nature Astronomy. — 2019-06-01. - T. 3 . — S. 212–222 . — ISSN 2397-3366 . -doi : 10.1038/ s41550-018-0478-0 .
↑ Nick Battagila, Martha Haynes. Ejemplo: Curva de rotación de la galaxia . Universidad de Cornell . (indefinido)
↑ Corrimiento al rojo . Observatorio Las Cumbres . Consultado el 12 de diciembre de 2020. Archivado desde el original el 2 de diciembre de 2020. (indefinido)
↑ Distancias en el Universo . Instituto Real de Tecnología KTH . Consultado el 3 de enero de 2021. Archivado desde el original el 2 de diciembre de 2020. (indefinido)
↑ Julien Lesgourgues. Una visión general de la cosmología . CERN . Consultado el 3 de enero de 2020. Archivado desde el original el 21 de marzo de 2022. (indefinido)
↑ Efecto Doppler . Enciclopedia Britannica . Consultado el 12 de diciembre de 2020. Archivado desde el original el 6 de noviembre de 2020.
↑ Christian Doppler - Biografía . Historia de las Matemáticas . Consultado el 12 de diciembre de 2020. Archivado desde el original el 6 de diciembre de 2020.
↑ Doppler, Christian (1803-1853) . www.reading.ac.uk . Consultado el 12 de diciembre de 2020. Archivado desde el original el 14 de junio de 2021. (indefinido)
↑ Relatividad general . Enciclopedia Britannica . Consultado el 12 de diciembre de 2020. Archivado desde el original el 20 de noviembre de 2020.
↑ Corrimiento al rojo gravitacional . astronomy.swin.edu.au . Consultado el 12 de diciembre de 2020. Archivado desde el original el 4 de febrero de 2021. (indefinido)
↑ Universo Friedmann . Enciclopedia Britannica . Consultado el 12 de diciembre de 2020. Archivado desde el original el 30 de noviembre de 2020.
↑ Karttunen et al., 2007 , págs. 401-403.
↑ Corrimiento al rojo . _ Enciclopedia Britannica . Consultado el 11 de diciembre de 2020. Archivado desde el original el 5 de diciembre de 2020.

Literatura

E. V. Kononovich; Moroz VI Curso general de astronomía / Ed. V. V. Ivanova . — 2º, corregido. — M .: Editorial URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Astronomía fundamental . — 5ª edición. - Berlín: Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .

diccionarios y enciclopedias	Gran danés Gran catalán gran noruego Britannica (en línea)
En catálogos bibliográficos	TIERRA : 4178556-3 J9U : 987007565862105171 LCCN : sh85112092 NDL : 00575344 NKC : ph311253

Cosmología
Conceptos básicos y objetos.	Universo universo observable Corrimiento al rojo cosmológico radiación CMB Ondas gravitacionales Expansión del universo acelerado masa oculta Materia oscura energía oscura
Historia del Universo	Big Bang gran rebote Cronología del Big Bang Inflación Nucleosíntesis primaria recombinación Evolución de las galaxias Edad del Universo Futuro del Universo
Estructura del Universo	Estructura a Gran Escala del Universo Supercúmulo de galaxias Gran grupo de cuásares Hilo galáctico Vacío Hubble Bubble forma del universo
Conceptos teóricos	La historia del desarrollo de las ideas sobre el universo. ley de Hubble Inestabilidad gravitacional Principio cosmológico Modelos cosmológicos Singularidad cosmológica modelo De Sitter modelo de universo caliente Universo Friedman Distancia de acompañante Densidad crítica Ecuación de Friedman Ecuación cosmológica de estado Modelo Lambda-CDM
Experimentos	Cosmología observacional 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomía