Desprazamento ao vermello

En física e astronomía, o desprazamento ao vermello ou desvío ao vermello (en inglés: redshift), ten lugar cando a radiación electromagnética, normalmente a luz visible, que se emite ou reflict desde un obxecto se despraza cara ao vermello ao final do espectro electromagnético. De xeito máis xeral, o desprazamento ao vermello defínese como un incremento na lonxitude de onda de radiación electromagnética recibida por un detector comparado coa lonxitude de onda emitida pola fonte. Este incremento na lonxitude de onda correspóndese cun decremento na frecuencia da radiación electromagnética. En cambio, o decrecemento na lonxitude de onda chámase desprazamento ao azul.
Calquera incremento na lonxitude de onde denomínase "desprazamento cara ao vermello", mesmo se ocorre na radiación electromagnética de lonxitudes de onda non visibles, como os raios gamma, raios X e a radiación ultravioleta. Esta denominación pode ser confusa xa que a lonxitudes de onda maiores que o vermello (por exemplo, infravermello, microondas e ondas de radio), os "desprazamentos ao vermello" afánstanse da lonxitude de onda do vermello. Así que falar de frecuencias de ondas menores que o vermello continúa a significar que a lonxitude de onde tende a alongarse e non a semellarse ao vemello.
Un desprazamento ao vermello pode ocorrer cando unha fonte de luz se afasta dun observador, correspondéndose a un desprazamento Doppler que cambia a frecuencia percibida das ondas sonoras. Aínda que a observación deses desprazamentos ao vermello, ou o seu contraposto, ao azul, ten numerosas aplicacións terrestres (por exemplo o radar Doppler e a pistola radar). A espectroscopia astronómica utiliza os desprazamentos ao vermello Doppler para determinar o movemento de obxectos astronómicos distantes. Este fenómeno foi predito por primeira vez e observado no século XIX cando os científicos comezaron a considerar as implicacións dinámicas da natureza ondulatoria da luz.
Outro mecanismo de desprazamento ao vermello é a expansión métrica do espazo, que explica a famosa observación dos desprazamentos ao vermello espectrais de galaxias distantes, quásares e nubes gasosas intergalácticas que se incrementan proporcionalmente coa súa distancia ao observador. Este mecanismo é unha característica clave do modelo do big-bang da cosmoloxía física.
Un terceiro tipo de desprazamento ao vermello, o desprazamento ao vermello gravitacional (tamén coñecido como efecto Einstein), é un resultado da dilatación do tempo que ocorre preto de obxectos masivos, de acordo coa relatividade xeral.
Estes tres fenómenos poden comprenderse baixo o paraugas de leis de transformación de marcos. Existen outros moitos mecanismos con descricións físicas e matemáticas moi diferentes que poden conducir a un desprazamento na frecuencia de radiación electromagnética e con accións que poden ser coñecidas ocasionalmente como "desprazamento ao vermello", incluíndo a dispersión e efectos ópticos. Historia
A historia do desprazamento ao vermello comezou co desenvolvemento no século XIX da mecánica ondulatoria e a exploración do fenómeno asociado co efecto Doppler. O efecto chámase así despois de que Christian Andreas Doppler ofrecese a primeira explicación física coñecida para o fenómeno en 1842. A hipótese foi probada e confirmada mediante ondas sonoras polo científico neerlandés Christophorus Buys Ballot en 1845. Doppler predixo correctamente que o fenómeno debería aplicarse a todas as ondas e en particular suxeriu que a variación das colores das estrelas podía atribuírse ao seu movemento con respecto á Terra. Mentres que esta atribución acabou por ser incorrecta (as cores das estrelas son indicadores da temperatura, non do movemento), Doppler foi posteriormente reivindicado pola verificación de observacións do desprazamento ao vermello.
O primeiro desprazamento ao vermello Doppler foi descrito en 1848 polo físico francés Hippolyte Fizeau, que indicou que o desprazamento en liñas espectrais visto nas estrelas era debido ao efecto Doppler. O efecto é chamado algunhas veces "efecto Doppler-Fizeau". En 1868, o astrónomo británico William Huggins foi o primeiro en determinar a velocidade dunha estrela que se afasta da Terra mediante este método.
En 1871, o desprazamento ao vermello óptico foi confirmado cando se observou o fenómeno nas liñas de Fraunhofer empregando a rotación solar, a uns 0. 1 Å do vermello. En 1901, Aristarj Belopolsky verificou o desprazamento ao vermello óptico no laboratorio utilizando un sistema de rotación especular.
A primeira aparición da expresión "desprazamento ao vermello" na literatura debeuse ao astrónomo estadounidense Walter Sidney Adams en 1908, onde menciona "dous métodos de investigación da natureza do desprazamento ao vermello nebular".
Comezando coas observacións en 1912, Vesto Slipher descubriu que moitas nebulosas espirais tiñan considerables desprazamentos ao vermello. Posteriormente, Edwin Hubble descubriu unha relación aproximada entre o desprazamento ao vermello desas "nebulosas" (agora coñecidas como galaxias) e a distancia a elas coa formulación do seu epónimo, a lei de Hubble. Estas observacións corroboraron o traballo de Alexander Friedman de 1922, en que achou as ecuacións de Friedmann, demostrando, que o Universo podía expandirse e presentou a velocidade de expansión nese caso. Hoxe considéranse fortes probas da expansión do universo e da teoría do big-bang.