Redshift
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En la física y la astronomía , el corrimiento al rojo se produce cuando la radiación electromagnética , por lo general la luz visible , que se emite desde o reflejada por un objeto se desplaza hacia el (menos energético) extremo rojo del espectro electromagnético. Más en general, el corrimiento al rojo se define como un aumento en el longitud de onda de la radiación electromagnética recibida por un detector en comparación con la longitud de onda emitida por la fuente. Este aumento en la longitud de onda corresponde a una disminución en el frecuencia de la radiación electromagnética . A la inversa, una disminución en la longitud de onda se llama corrimiento al azul.
Cualquier aumento en la longitud de onda se llama "corrimiento al rojo", incluso si se produce en la radiación electromagnética de longitudes de onda no ópticos, tales como rayos gamma, rayos X y ultravioleta . Esta nomenclatura puede ser confuso, ya que, en longitudes de onda más largas que el rojo (por ejemplo, infrarrojos, microondas, y ondas de radio), redshifts desplazan la radiación lejos de las longitudes de onda roja.
Un corrimiento al rojo observado debido a la Efecto Doppler ocurre siempre que una fuente de luz se aleja del observador, correspondiente al desplazamiento Doppler que cambia la frecuencia percibida de ondas de sonido . Aunque la observación de tales desplazamientos hacia el rojo, azul o turnos complementarios, tiene varias aplicaciones terrestres (por ejemplo, Radar Doppler y pistolas de radar), astrofísica espectroscópica utiliza corrimientos al rojo Doppler para determinar el movimiento de objetos astronómicos distantes. Este fenómeno fue predicho y observado en el siglo 19 cuando los científicos comenzaron a considerar las implicaciones dinámicas de la primera ola -naturaleza de luz .
Otra causa del desplazamiento hacia el rojo es el expansión del universo, lo que explica la observación de que los desplazamientos al rojo de distantes galaxias , cuásares, y nubes de gas intergaláctico aumentan en proporción a su distancia de la Tierra. Este mecanismo es una característica clave de la Gran Explosión modelo de la cosmología física .
Se observa el desplazamiento al rojo gravitacional si el receptor se encuentra en mayor potencial gravitacional que la fuente. La causa del corrimiento al rojo gravitacional es la la dilatación del tiempo que se produce cerca de objetos masivos, de acuerdo con la relatividad general
Los tres de estos fenómenos, cuya amplia gama de instancias son el foco de este artículo, puede entenderse en el marco de las leyes de transformación del marco, como se describe a continuación . Existen numerosos otros mecanismos con diferentes descripciones físicas y matemáticas que pueden conducir a un cambio en la frecuencia de la radiación electromagnética y cuya acción no es generalmente referido como un "corrimiento al rojo", incluyendo dispersión y efectos ópticos (para más, ver la sección sobre la óptica física y transferencia de radiación ).
Historia
La historia del tema comenzó con el desarrollo en el siglo 19 de la mecánica ondulatoria y la exploración de los fenómenos asociados a la Efecto Doppler. El efecto se nombra después Cristiano Andreas Doppler, que ofreció la primera explicación física conocida por el fenómeno en 1842. La hipótesis fue probada y confirmada por las ondas sonoras por el holandés científico Christoph Hendrik Diederik Buys Ballot en 1845. Doppler predijo correctamente que el fenómeno se debe aplicar a todas las ondas , y, en particular, sugirió que los diferentes colores de estrellas podrían atribuirse a su movimiento con respecto a la Tierra. Si bien esta atribución resultó ser incorrecta (colores estelares son indicadores de una estrella de temperatura, no movimiento), Doppler más tarde sería reivindicado por las observaciones de corrimiento al rojo verificados.
El primer desplazamiento al rojo Doppler fue descrita en 1848 por el físico francés Armand-Hippolyte-Louis Fizeau, quien señaló que el cambio en la líneas espectrales vistos en estrellas como debido al efecto Doppler. El efecto es a veces llamado 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 por este método.
En 1871, el corrimiento al rojo óptica se confirmó cuando se observó el fenómeno en Líneas de Fraunhofer utilizando la rotación solar, alrededor de 0,1 Å en el rojo. En 1901 Aristarkh Belopolsky verificada corrimiento al rojo óptico en el laboratorio utilizando un sistema de espejos giratorios.
La primera aparición del término "desplazamiento al rojo" en la impresión (de esta forma con guión), parece ser por el astrónomo estadounidense Walter S. Adams en 1908, donde se menciona "Dos métodos de investigación de que la naturaleza de la nebulosa de desplazamiento al rojo". La palabra no aparece sin guión, quizás indicando un uso más frecuente de su equivalente alemán, Rotverschiebung, hasta cerca de 1934 por Willem de Sitter.
A partir de observaciones en 1912, Vesto Slipher descubrió que la mayoría nebulosas espirales tenían considerables desplazamientos al rojo. Posteriormente, Edwin Hubble descubrió una relación aproximada entre el corrimiento al rojo de tales "nebulosas" (ahora se sabe que las galaxias por derecho propio) y la distancia a ellos con la formulación de su epónimo ley de Hubble . Estas observaciones corroboran 1922 la obra de Alexander Friedman, en el que deriva de la famosa Ecuaciones de Friedmann. Son considerado hoy una fuerte evidencia de un universo en expansión y el Big Bang teoría.
La medición, caracterización e interpretación
La espectro de la luz que proviene de una sola fuente (ver ilustración idealizada espectro superior derecha) se puede medir. Para determinar el desplazamiento hacia el rojo, cuenta en el espectro como líneas de absorción, líneas de emisión, u otras variaciones en intensidad de la luz, se buscan. Si se encuentra, estas características se pueden comparar con las características conocidas en el espectro de diversos compuestos químicos que se encuentran en experimentos en los que ese compuesto se encuentra en la tierra. A muy común elemento atómico en el espacio es hidrógeno . El espectro de la luz originalmente sin rasgos brilló a través de hidrógeno mostrará un firma espectro específico de hidrógeno que tiene características a intervalos regulares. Si restringido a líneas de absorción se vería similar a la ilustración (arriba a la derecha). Si el mismo patrón de intervalos se observa en un espectro observado a partir de una fuente distante, pero que ocurre a longitudes de onda desplazadas, puede ser identificado como hidrógeno también. Si la misma línea espectral se identifica en ambos espectros pero a diferentes longitudes de onda, entonces el desplazamiento hacia el rojo se puede calcular utilizando la siguiente tabla. Determinar el desplazamiento al rojo de un objeto de esta manera requiere un rango de longitud de onda en frecuencia o. Con el fin de calcular el desplazamiento hacia el rojo uno tiene que saber la longitud de onda de la luz emitida en el marco de reposo de la fuente, en otras palabras, la longitud de onda que se mide por un observador situado adyacente a, y comóvil con la fuente. Dado que en las aplicaciones astronómicas esta medida no se puede hacer directamente, porque eso requeriría viajar a la estrella distante de interés, el método que utiliza las líneas espectrales descritas aquí se utiliza en su lugar. Corrimientos al rojo, no puede calcularse observando características no identificados cuya frecuencia resto de marco es desconocido, o con un espectro que es monótono o ruido blanco (fluctuaciones aleatorias en un espectro).
Desplazamiento hacia el rojo (azul y desplazamiento) se pueden caracterizar por la diferencia relativa entre las longitudes de onda observadas y emitidas (o frecuencia) de un objeto. En astronomía, es habitual referirse a este cambio usando una cantidad adimensional denominada 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 por las ecuaciones:
| Sobre la base de la longitud de onda | Sobre la base de la frecuencia |
|---|---|
 |  |
 |  |
Después se mide z, la distinción entre el corrimiento al rojo y azul cambio es simplemente una cuestión de si z es positivo o negativo. Vea la sección de mecanismos de abajo para algunas interpretaciones básicas que siguen cuando se observa ya sea un desplazamiento hacia el rojo o azul turno. Por ejemplo, Efecto Doppler turnos azules (z <0) se asocian con objetos acercándose (acercándose a) el observador con el cambio de luz a mayores energías . Por el contrario, los desplazamientos al rojo de efecto Doppler (z> 0) se asocian con objetos que retroceden (alejándose) del observador con la luz cambiante a bajas energías. Del mismo modo, los cambios de color azul gravitacionales se asocian con la luz emitida desde una fuente que reside dentro de una más débil campo gravitacional observada dentro de un fuerte campo gravitatorio, mientras desplazamiento al rojo gravitacional implica las condiciones opuestas.
Mecanismos
Un único fotón propagado a través de una de vacío puede desplazamiento al rojo de varias maneras distintas. Cada uno de estos mecanismos produce un desplazamiento hacia el rojo-Doppler similares, lo que significa que z es independiente de la longitud de onda. Estos mecanismos se describen con Galileo, Lorentz, o transformaciones relativistas generales entre uno marco de referencia y otro.
| Tipo de Redshift | La ley de transformación del marco | Ejemplo de una métrica | Definición |
|---|---|---|---|
| Corrimiento al rojo Doppler | Transformación de Galileo | Métrica euclidiana |  |
| Doppler relativista | Transformación de Lorentz | Métrica de Minkowski |  |
| Desplazamiento al rojo cosmológico | Tr relativista General. | FRW métrica |  |
| Corrimiento al rojo gravitacional | Tr relativista General. | Métrica de Schwarzschild |  |
Efecto Doppler
Si una fuente de la luz se aleja de un observador, a continuación, el corrimiento al rojo (z> 0) se produce; si la fuente se mueve hacia el observador, entonces corrimiento al azul (z <0) se produce. Esto es cierto para todas las ondas electromagnéticas y se explica por la Efecto Doppler. En consecuencia, este tipo de corrimiento al rojo se llama el corrimiento al rojo Doppler. Si la fuente se aleja del observador con velocidad v, a continuación, haciendo caso omiso de los efectos relativistas, el desplazamiento al rojo está dada por
(Desde 
, ver más abajo )
donde c es la velocidad de la luz . En el efecto Doppler clásico, la frecuencia de la fuente no se modifica, pero el movimiento recessional provoca la ilusión de una frecuencia más baja.
Efecto Doppler relativista
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. Una derivación completa del efecto se puede encontrar en el artículo sobre el efecto Doppler relativista. En resumen, los objetos en movimiento cerca de la velocidad de la luz experimentarán desviaciones de la fórmula anterior, debido a la la dilatación del tiempo de la relatividad especial que puede ser corregida por la introducción de la Γ factor de Lorentz en la fórmula clásica Doppler como sigue:
Este fenómeno fue observado por primera vez en un experimento de 1938 realizado por Herbert E. Ives y GR Stilwell, llamado el Experimento de Ives-Stilwell.
Puesto que el factor de Lorentz depende sólo de la magnitud de la velocidad, esto provoca el desplazamiento al rojo asociado con la corrección relativista de ser independiente de la orientación del movimiento de la fuente. En contraste, la parte clásica de la fórmula es dependiente de la proyección del movimiento de la fuente en el línea de visión que produce resultados diferentes para diferentes orientaciones. En consecuencia, para un objeto que se mueve en un ángulo θ para el observador (ángulo cero es directamente aleja del observador), la forma completa para el efecto Doppler relativista se convierte en:
y para el movimiento únicamente en la línea de visión (θ = 0 °), esta ecuación se reduce a:
Para el caso especial de que la fuente se mueve a ángulo recto (θ = 90 °) al detector, el desplazamiento hacia el rojo relativista se conoce como el redshift transversal, y un desplazamiento hacia el rojo:
se mide, a pesar de que el objeto no se está alejando del observador. Incluso si la fuente se mueve hacia el observador, si hay una transversal componente del movimiento que entonces hay algún velocidad a la que la dilatación sólo se cancela el desplazamiento al azul esperado y a mayor velocidad se corrimiento al rojo, la fuente que se aproxima.
Ampliación del espacio
En la primera parte del siglo XX, Slipher, Hubble y otros hicieron las primeras mediciones de los desplazamientos al rojo y los cambios de color azul de galaxias más allá de la Vía Láctea . En un principio se interpretan estos desplazamientos al rojo y los cambios de color azul ya que debido únicamente al efecto Doppler, pero más tarde Hubble descubrió una correlación aproximada entre las crecientes desplazamientos hacia el rojo y el aumento de la distancia de las galaxias. Los teóricos casi de inmediato se dieron cuenta de que estas observaciones podrían explicarse por un mecanismo diferente para producir corrimientos al rojo. La ley de Hubble de la correlación entre el corrimiento al rojo y las distancias es requerido por los modelos de la cosmología derivados de la relatividad general que tienen una expansión métrica del espacio. Como resultado, los fotones que se propagan a través del espacio en expansión se estiran, creando el desplazamiento al rojo cosmológico . Esto difiere de los desplazamientos al rojo de efecto Doppler descritos anteriormente debido a que el aumento de velocidad (es decir, el Transformación de Lorentz) entre la fuente y el observador no es debido a la clásica impulso y la energía de transferencia, sino que los fotones aumentar en longitud de onda y desplazamiento hacia el rojo como el espacio a través del cual están viajando expande. Este efecto se prescribe por el modelo cosmológico actual como una manifestación observable de lo cósmico dependiente del tiempo factor de escala ( 
) De la siguiente manera:
Este tipo de corrimiento al rojo se llama el desplazamiento al rojo cosmológico o desplazamiento al rojo de Hubble. Si el universo se contrae en lugar de expandir, veríamos galaxias distantes azul desplazado en una cantidad proporcional a su distancia en lugar de corrimiento al rojo.
Estas galaxias no están retrocediendo simplemente por medio de una velocidad física en la dirección alejándose del observador; en cambio, el espacio intermedio está estirando, que representa la isotropía a gran escala del efecto exigido por el principio cosmológico. Para desplazamientos al rojo cosmológico de z <0.1 los efectos de la expansión del espacio-tiempo son mínimas y corrimientos al rojo observados dominadas por los movimientos peculiares de las galaxias con respecto a otros que causan desplazamientos al rojo Doppler adicionales y los cambios de color azul. La diferencia entre la velocidad de expansión del espacio físico y puede ser ilustrado por la La expansión de Hoja de caucho Universo, una analogía cosmológica común usado para describir la expansión del espacio. Si dos objetos están representados por cojinetes de bolas y el espacio-tiempo por una lámina de caucho de estiramiento, el efecto Doppler es causada por rodar las bolas a través de la hoja para crear un movimiento peculiar. El desplazamiento al rojo cosmológico ocurre cuando los rodamientos de bolas están pegados a la hoja y la hoja se estira. (Obviamente, hay problemas dimensionales con el modelo, como los rodamientos de bolas deben estar en la hoja, y corrimiento al rojo cosmológico produce velocidades más altas que el Doppler hace si la distancia entre dos objetos es lo suficientemente grande.)
A pesar de la distinción entre desplazamientos al rojo causados por la velocidad de los objetos y los corrimientos al rojo asociados con la expansión del universo, los astrónomos a veces se refieren a la "velocidad de recesión" en el contexto del desplazamiento al rojo de galaxias distantes de la expansión del Universo, a pesar de que es sólo una recesión aparente. Como consecuencia, la literatura popular a menudo se utiliza la expresión "corrimiento al rojo Doppler" en lugar de "desplazamiento al rojo cosmológico" para describir el movimiento de las galaxias dominadas por la expansión del espacio-tiempo, a pesar del hecho de que una "velocidad de alejamiento cosmológica" cuando se calcula que no será igual a la velocidad en la ecuación Doppler relativista. En particular, el corrimiento al rojo Doppler está obligado por la relatividad especial ; por lo tanto v> c es imposible mientras que, en contraste, v> c es posible corrimiento al rojo cosmológico porque el espacio que separa los objetos (por ejemplo, un cuasar de la Tierra) puede expandirse más rápido que la velocidad de la luz. Más matemáticamente, el punto de vista de que "las galaxias distantes se alejan" y el punto de vista de que "el espacio entre las galaxias se está expandiendo" están relacionados cambiando sistemas de coordenadas. Expresando esto precisamente requiere trabajar con las matemáticas de la Friedmann-Robertson-Walker métrica.
Corrimiento al rojo gravitacional
En la teoría de la relatividad general , hay dilatación del tiempo dentro de un pozo gravitatorio. Esto se conoce como la corrimiento al rojo gravitacional o Einstein Shift. La derivación teórica de este efecto se deduce de la Solución de Schwarzschild del Ecuaciones de Einstein que se obtiene la siguiente fórmula para el desplazamiento al rojo asociado a un viaje de fotones en el campo gravitatorio de un sin carga , sin rotación, masa esféricamente simétrica:
,
donde
es el constante gravitacional, 
es la masa del objeto de crear el campo gravitatorio, 
es la coordenada radial del observador (que es análoga a la distancia clásica desde el centro del objeto, pero en realidad es una Schwarzschild de coordenadas), y 
es la velocidad de la luz .
Este resultado corrimiento al rojo gravitacional se puede derivar de los supuestos de la relatividad especial y la principio de equivalencia; no se requiere toda la teoría de la relatividad general.
El efecto es muy pequeña pero medible en la Tierra usando el Mössbauer efecto y se observó por primera vez en la Experimento de Pound-Rebka. Sin embargo, es significativo cerca de un agujero negro , y como un objeto se acerca al horizonte de sucesos del desplazamiento hacia el rojo se vuelve infinita. También es la causa dominante de las grandes fluctuaciones de temperatura escala angular en la radiación del fondo cósmico de microondas (ver Efecto Sachs-Wolfe).
Las observaciones en la astronomía
El desplazamiento al rojo observado en astronomía se puede medir porque la emisión y espectros de absorción de átomos son distintivos y bien conocida, calibrado de experimentos espectroscópicos en laboratorios de la Tierra. Cuando se mide el desplazamiento al rojo de varias líneas de absorción y emisión de un solo objeto astronómico, z se encuentra para ser notablemente constante. Aunque los objetos distantes pueden ser un poco borrosas y líneas ampliaron, es por no más de lo que puede ser explicado por térmica o movimiento mecánico de la fuente. Por estas y otras razones, el consenso entre los astrónomos es que los desplazamientos hacia el rojo que observan se deben a una combinación de las tres formas establecidas de corrimientos al rojo-Doppler similares. Las hipótesis alternativas generalmente no se consideran plausible.
Spectroscopy, como una medida, es considerablemente más difícil que la simple fotometría, que mide la brillo de los objetos astronómicos por verdadera filtros. Cuando los datos fotométricos es todo lo que está disponible (por ejemplo, el Campo Profundo del Hubble y la Hubble Ultra Deep Field), los astrónomos se basan en una técnica para medir corrimientos al rojo fotométricos. Debido al filtro de ser sensible a un rango de longitudes de onda y la técnica basándose en la fabricación de muchas suposiciones sobre la naturaleza del espectro de la fuente de luz, errores de este tipo de medidas pueden variar hasta δ z = 0,5, y son mucho menos fiables que las determinaciones espectroscópicas. Sin embargo, la fotometría sí permite al menos para una caracterización cualitativa de un corrimiento al rojo. Por ejemplo, si un espectro similar al Sol tenía un corrimiento al rojo de z = 1, sería más brillante en el infrarrojos en lugar de en el color amarillo-verde asociado con el pico de su espectro de cuerpo negro, y la intensidad de la luz se reducirán en el filtro por un factor de dos (1 + z) (ver Corrección K para más detalles sobre las consecuencias fotométricas de redshift).
Observaciones locales
En los objetos cercanos (dentro de nuestra Vía Láctea, la galaxia) observaron corrimientos al rojo están casi siempre relacionados con la siendo observado línea de velocidades vista asociados con los objetos. Las observaciones de este tipo de desplazamientos al rojo y turnos azules han permitido a los astrónomos medir velocidades y parametrizar las masas de la orbitando estrellas en binarias espectroscópicas , un método empleado por primera vez en 1868 por el astrónomo británico William Huggins. Del mismo modo, los pequeños desplazamientos al rojo y los cambios de color azul detectados en las mediciones espectroscópicas de estrellas individuales son una forma astrónomos han sido capaces de diagnosticar y medir la presencia y características de los sistemas planetarios alrededor de otras estrellas. Las mediciones de desplazamientos hacia el rojo a los detalles finos se utilizan en heliosismología para determinar los movimientos precisos de la fotosfera del Sol . Desplazamientos al rojo también se han utilizado para hacer las primeras mediciones de la las tasas de rotación de los planetas , velocidades de nubes interestelares, la rotación de las galaxias, y la dinámica de acreción en estrellas de neutrones y agujeros negros que exhiben tanto Doppler y corrimientos al rojo gravitacional. Además, las temperaturas de los diversos objetos de emisión y de absorción se pueden obtener mediante la medición de Ensanchamiento Doppler - desplazamientos al rojo de manera efectiva y los cambios de color azul sobre una sola línea de emisión o absorción. Mediante la medición de la ampliación y los cambios de la de 21 centímetros línea de hidrógeno en diferentes direcciones, los astrónomos han sido capaces de medir la velocidades de recesión de gas interestelar, que a su vez revela la curva de rotación de la Vía Láctea. Medidas similares se han realizado en otras galaxias, como Andrómeda . Como una herramienta de diagnóstico, las mediciones de corrimiento al rojo son uno de los más importantes mediciones espectroscópicas hechas en la astronomía.
Observaciones extragalácticos
Los objetos más distantes presentan desplazamientos al rojo mayores correspondientes 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 de fondo de microondas cósmico ; el valor numérico de su desplazamiento al rojo z = es aproximadamente 1089 (z = 0 corresponde a la actualidad), y muestra el estado del Universo hace aproximadamente 13.7 millones de años y 379.000 años después de los momentos iniciales del Big Bang .
Los núcleos de punto-como luminosa de cuásares fueron los primeros en "alto desplazamiento al rojo" ( 
) Los objetos descubiertos antes de la mejora de los telescopios permitieron el descubrimiento de otras galaxias alto corrimiento al rojo.
Para las galaxias más distantes que la Grupo Local y el cercano Cúmulo de Virgo, pero dentro de un mil megaparsecs o así, el desplazamiento hacia el rojo es aproximadamente proporcional a la distancia a la galaxia. Esta correlación se observó por primera vez por Edwin Hubble y ha llegado a ser conocido como la ley de Hubble . Vesto Slipher fue el primero en descubrir desplazamientos al rojo de galaxias, en torno al año 1912, mientras que el Hubble correlacionada medidas de Slipher con distancias que medida por otros medios para formular su ley. En el modelo cosmológico ampliamente aceptada sobre la base de la relatividad general , el corrimiento al rojo es principalmente el resultado de la expansión del espacio: esto significa que cuanto más lejos está una galaxia de nosotros, más el espacio se ha expandido en el tiempo ya que la luz salió de la galaxia, así que cuanto más la luz se ha extendido, más desplazada hacia el rojo de la luz es, por lo que el más rápido parece estar alejándose de nosotros. La ley de Hubble sigue en parte del Principio de Copérnico. Debido a que por lo general no se sabe cómo objetos luminosos son, midiendo el desplazamiento hacia el rojo es más fácil que las mediciones más directas de la distancia, por lo que el desplazamiento al rojo es a veces en la práctica convertida en una medición de distancia bruto usando la ley de Hubble.
Las interacciones gravitacionales de las galaxias entre sí y cúmulos causan una significativa dispersión en la trama normal del diagrama de Hubble. La velocidades peculiares asociados a galaxias superponer una traza aproximada de la masa de objetos virialized en el universo. Este efecto conduce a fenómenos tales como galaxias cercanas (como la Galaxia de Andrómeda ) que presenta cambios de color azul mientras caemos hacia un común baricentro , y mapas de desplazamiento al rojo de las agrupaciones que muestra una Dedo de Dios efecto debido a la dispersión de velocidades peculiares en una distribución más o menos esférica. Este componente añadido cosmólogos da la oportunidad de medir las masas de objetos independientes de la masa al cociente de luz (la relación entre la masa de una galaxia en la masa del Sol a su brillo en luminosidades solares), una importante herramienta para la medición de la materia oscura .
La relación lineal de la ley de Hubble entre distancia y desplazamiento 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, por lo que el Hubble "constante", era más grande de lo que es hoy. Para las galaxias más distantes, a continuación, cuya luz ha estado viajando a nosotros para 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 desplazamiento al rojo-distancia se pueden utilizar, entonces, para determinar la historia de la expansión del universo y por lo tanto el contenido de materia y energía.
Aunque se creyó durante mucho tiempo que la tasa de expansión ha ido disminuyendo continuamente desde el Big Bang, las observaciones recientes de la relación desplazamiento al rojo-distancia usando Las supernovas de tipo Ia han sugerido que en tiempos relativamente recientes la tasa de expansión del universo tiene comenzado a acelerarse.
Más altos corrimientos al rojo
En la actualidad, el desplazamiento al rojo quasar más alto medido es 
, Con el más alto desplazamiento al rojo espectroscópicos confirmado de una galaxia siendo IOK-1, en un desplazamiento al rojo z = 6.96, y el corrimiento al rojo de galaxias más alto lensed ser 
mientras que los informes, que aún no confirmados de un lente gravitacional observada en un distante cúmulo de galaxias puede indicar una galaxia con un corrimiento al rojo de 
.
El más alto conocido radiogalaxia corrimiento al rojo (TN J0924-2201) se encuentra en un desplazamiento al rojo z = 5,2 y el material molecular corrimiento al rojo más alto conocido es la detección de la emisión de la molécula de CO del cuásar SDSS J1148 + 5251 en z = 6.42
Encuestas Redshift
Con el advenimiento de automatizados telescopios y mejoras en espectroscopios, una serie de colaboraciones se han realizado para mapear el universo en el espacio de velocidades. Mediante la combinación de corrimiento al rojo con los datos de posición angular, una encuesta redshift mapas de la distribución 3D de la materia dentro de un campo del cielo. Estas observaciones se utilizan para medir las propiedades de la estructura a gran escala del universo. La Gran Muralla, un vasto supercúmulo de galaxias más de 500 millones años luz de ancho, ofrece un ejemplo dramático de una estructura a gran escala que Redshift encuestas pueden detectar.
La primera encuesta fue el desplazamiento hacia el rojo CfA Redshift Survey, se inició en 1977 con la recogida de datos inicial completado en 1982. Más recientemente, la 2dF Galaxy Redshift Survey determinó la estructura a gran escala de una sección del Universo, midiendo-valores z para más de 220.000 galaxias; la recopilación de datos se completó en 2002, y la final conjunto de datos fue puesto en libertad 30 de junio 2003 . (Además de los patrones de la cartografía a gran escala de las galaxias, 2dF estableció un límite superior masa del neutrino.) Otra investigación notable, la Sloan Digital Sky Survey (SDSS), está llevando a cabo a partir de 2005 y su objetivo es obtener mediciones en alrededor de 100 millones de objetos. SDSS ha registrado corrimientos al rojo de galaxias de hasta 0.4, y ha estado involucrado en la detección de cuásares más allá de z = 6. El Utiliza DEEP2 Redshift Survey la Telescopios Keck con los nuevos "DEIMOS" espectrógrafo; un seguimiento a la DEEP1 programa piloto, DEEP2 está diseñado para medir tenues galaxias con corrimientos al rojo de 0,7 y superiores, por lo que está previsto para proporcionar un complemento de SDSS y 2dF.
Los efectos debidos a la óptica física o transferencia de radiación
Las interacciones y fenómenos que se resumen en los temas de transferencia de radiación y óptica física pueden resultar en 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 para la materia o otros fotones en lugar de ser debido a una transformación entre los marcos de referencia. Estos cambios pueden ser debidos a los fenómenos físicos tales como efectos de coherencia o la dispersión de la radiación electromagnética sea de carga las partículas elementales, de partículas, o de las fluctuaciones de la índice de refracción en una medio dieléctrico como ocurre en el fenómeno de radio de silbadores radio. Mientras que tales fenómenos se refieren a veces como "corrimiento al rojo" y "cambios azules", las interacciones físicas del campo de radiación electromagnética con la materia en sí o intervenir distingue estos fenómenos desde los efectos de referencia-marco. En astrofísica, las interacciones luz-materia que se traducen en cambios de energía en el campo de radiación se conocen en general como "enrojecimiento" en lugar de "desplazamiento al rojo", que, como término, que normalmente se reserva para los efectos mencionados anteriormente .
En muchas circunstancias dispersión hace que la radiación a enrojecer porque entropía resultados en el predominio de muchos bajos de energía fotones más de unos pocos de alta energía (mientras conservación de la energía total). Excepto posiblemente bajo condiciones cuidadosamente controladas, la dispersión no produce el mismo cambio relativo en 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 azar medios de comunicación generalmente se produce en muchos ángulos , y z es una función del ángulo de dispersión. Si la dispersión múltiple se produce, o las partículas de dispersión de tener movimiento relativo, entonces, generalmente, distorsión de la líneas espectrales también.
En astronomía interestelar, pueden aparecer espectros visibles más roja debido a la dispersión procesos en un fenómeno conocido como enrojecimiento interestelar - similar La dispersión de Rayleigh hace que la atmosférica enrojecimiento de la Sun visto en el amanecer o puesta del sol y hace que el resto de la cielo para tener una color azul. Este fenómeno es distinto de ING desplazamiento hacia el rojo porque las líneas espectroscópicas no se desplazan a otras longitudes de onda en los objetos enrojecidos y hay un adicional de atenuación y distorsión asociada con el fenómeno debido a los fotones se dispersan dentro y fuera de la línea de visión.
