Desplazamientu al bermeyu

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Desplazamientu al bermeyu de les llinies espectrales nel espectru visible d'un supercúmulu de galaxes distantes (derecha), comparáu col del Sol (esquierda). La llargor d'onda amontar escontra'l colloráu y más allá.
Desplazamientu al bermeyu o al azul en función del movimientu relativu ente l'oxetu emisor y l'observador.
Figura ilustrando el desplazamientu al bermeyu de tipu gravitacional.

En física y astronomía, el desplazamientu al bermeyu, acercamientu escontra'l colloráu o desplazamientu escontra'l colloráu (n'inglés: redshift), asocede cuando la radiación electromagnético, de normal la lluz visible, que s'emite o reflexa dende un oxetu ye movida escontra'l colloráu a la fin del espectru electromagnéticu. De manera más xeneral, el desplazamientu al bermeyu ye definíu como una medría na llargor d'onda de radiación electromagnético recibida por un detector comparáu col llargor d'onda emitida pola fonte. Esta medría nel llargor d'onda corresponder con un decremento na frecuencia de la radiación electromagnético. Sicasí, el decrecimiento nel llargor d'onda ye llamáu fana al azul. Cualquier medría nel llargor d'onda llámase "fana escontra'l colloráu", inclusive si asocede en radiación electromagnético de llargores d'onda non visibles, como los rayo gamma, rayos X y radiación ultravioleta. Esta denominación puede ser confusa yá que a llargores d'onda mayores que'l colloráu (p.ej. infrarroxu, microondes y ondes de radiu), los "desplazamientos escontra'l colloráu" alloñar del llargor d'onda del colloráu. Asina que al falar de frecuencies d'ondes menores que'l colloráu continua significando que'l llargor d'onda tiende a allargar y non a asemeyase en candia.

Una fana escontra'l colloráu puede asoceder cuando una fonte de lluz alloñar d'un observador, correspondiéndose a un desplazamientu Doppler que camuda la frecuencia percibida de les ondes sonores. Anque la observación de tales desplazamientos escontra'l colloráu, o'l so complementariu escontra l'azul, tien numberoses aplicaciones terrestres (p.ej. Radar Doppler y pistola radar),[1] la espectroscopia astronómica utiliza les fanes en candia Doppler pa determinar el movimientu d'oxetos astronómicos distantes.[2] Esti fenómenu foi predichu per primer vegada y reparáu nel Sieglu XIX cuando los científicos empezaron a considerar les implicaciones dinámiques de la naturaleza ondulatoria de la lluz.

Otru mecanismu de fana escontra'l colloráu ye la espansión métrica del espaciu, qu'esplica la famosa observación de les fanes en candia espectrales de galaxes distantes, quasares y nubes gaseoses intergalácticas amóntense proporcionalmente cola so distancia al observador. Esti mecanismu ye una característica clave del modelu del Big Bang de la cosmoloxía física.[3]

Un tercer tipu de desplazamientu al bermeyu, el desplazamientu al bermeyu gravitacional (tamién conocíu como efectu Einstein), ye una resultancia de la dilatación del tiempu qu'asocede cerca d'oxetos masivos, acordies con la relatividá xeneral.[4]

Estos trés fenómenos, pueden entendese sol paragües de lleis de tresformamientu de marcos. Esisten otros munchos mecanismos con descripciones físiques y matemátiques bien distintes que pueden conducir a un desplazamientu na frecuencia de radiación electromagnético y que les sos acciones pueden dacuando ser conocíes como "desplazamientu en candia", incluyendo la dispersión y efectos ópticos.

Historia[editar | editar la fonte]

La hestoria del desplazamientu al bermeyu empezó col desenvolvimientu nel sieglu XIX de la mecánica ondulatoria y l'esploración del fenómenu acomuñáu col efectu Doppler. L'efectu ye llamáu asina dempués de que Christian Andreas Doppler ufiertó la primer esplicación física conocida pal fenómenu en 1842.[5] La hipótesis foi probada y confirmada por aciu ondes sonores pol científicu holandés Christophorus Buys Ballot en 1845.[6] Doppler predixo correchamente que'l fenómenu tendría d'aplicase a toles ondes y en particular suxurió que la variación de los colores de les estrelles podía ser atribuyida al so movimientu con al respective de la Tierra.[7] Ente que esta atribución terminó siendo incorrecta (el colores de les estrelles son indicadores de la temperatura, non del movimientu), Doppler sería darréu reivindicáu pola verificación d'observaciones de desplazamientu al bermeyu.

El primer desplazamientu al bermeyu Doppler foi descritu en 1848 pol físicu francés Hippolyte Fizeau, qu'indicó que'l desplazamientu en llinies espectrales vistu nes estrelles yera debíu al efeuto Doppler. L'efectu ye llamáu delles vegaes el "efectu Doppler-Fizeau". En 1868, l'astrónomu británicu William Huggins foi'l primeru en determinar la velocidá d'una estrella alloñar de la Tierra por aciu esti métodu.[8]

En 1871, el desplazamientu al bermeyu óptica foi confirmáu cuando'l fenómenu foi reparáu nes llinies de Fraunhofer utilizando la rotación solar, a unos 0.1 Å del colloráu.[9] En 1901 Aristarj Belopolsky verificó el desplazamientu al bermeyu óptica nel llaboratoriu utilizando un sistema de rotación especular.[10]

La primer apaición del términu "desplazamientu al bermeyu" na lliteratura, foi debida al astrónomu estauxunidense Walter Sidney Adams en 1908, onde menta "Dos métodos d'investigación de la naturaleza del desplazamientu al bermeyu nebular".[11]

Empezando coles observaciones en 1912, Vesto Slipher afayó que munches nebuloses espirales teníen considerables fanes en candia.[12] Darréu, Edwin Hubble afayó una relación averada ente'l desplazamientu en candia de tales "nebuloses" (agora conocíes como galaxes) y la distancia a elles cola formulación del so epónimu la llei de Hubble.[13] Estes observaciones acotaron el trabayu de Alexander Friedman de 1922, en que topó les famoses ecuaciones de Friedmann, demostrando, que l'Universu podía espandise y presentó la velocidá d'espansión nesi casu.[14] Güei son consideraes fuertes pruebes pa un Universu n'espansión y la Teoría del Big Bang.[15]

Midida, caracterización ya interpretación[editar | editar la fonte]

Un desplazamientu al bermeyu puede midise mirando l'espectru de la lluz que vien d'una fonte senciella. Si hai característiques nesti espectru tales como llinies d'absorción, llinies d'emisión o otres variantes d'intensidá de la lluz, entós en principiu puede calculase la fana escontra'l colloráu. Pa ello, precísase la comparanza del espectru reparáu con un espectru conocíu de característiques similares. Por casu, el hidróxenu, cuando ta espuestu a la lluz, tien un espectru qu'amuesa característiques a intervalos regulares. Si repara'l mesmu patrón d'intervalos nun espectru reparáu pero qu'asocede a llargores d'onda movíes, entós puede midise el desplazamientu al bermeyu del oxetu. Pa determinar el desplazamientu escontra'l colloráu d'un oxetu por tantu rique un rangu de frecuencies o llargores d'onda. Los desplazamientos en candia nun pueden ser calculaos reparando característiques ensin identificar que les sos frecuencies residuales son desconocíes o con un espectru que nun tien característiques o ruiu blanco (fluctuaciones aleatories nun espectru.[16]

El desplazamientu al bermeyu (y al azul) pueden caracterizase pola diferencia relativa ente los llargores d'onda (o frecuencies) reparaes y emitíes d'un oxetu. N'astronomía, ye habitual referise a esti cambéu utilizando una magnitú adimensional llamada z. Si representa'l llargor d'onda f la frecuencia ( onde c ye la velocidá de la lluz, entós z definir poles ecuaciones:

Midida del desplazamientu al bermeyu,
Basada en llargor d'onda Basada en frecuencia

Dempués de midir z, la distinción ente el desplazamientu al bermeyu y al azul ye a cencielles si z ye positiva o negativa. Por casu, nes fanes al azul (z < 0), el efectu Doppler ta acomuñáu con oxetos averándose al observador nel que la lluz mover escontra enerxíes mayores. Contrariamente, nes fanes en candia (z > 0), l'efectu Doppler ta acomuñáu a oxetos alloñar del observador cola lluz moviéndose escontra enerxíes menores. Coles mesmes, los desplazamientos al azul del efectu Einstein tán acomuñaos con lluz qu'entra nun fuerte campu gravitatorio ente que los desplazamientos en candia d'efectu Einstein impliquen que la lluz ta dexando'l campu.

Mecanismos[editar | editar la fonte]

Un simple fotón arrobináu al traviés del vacíu puede movese escontra'l colloráu de delles maneres distintes. Cada unu d'estos mecanismos produz un desplazamientu de tipu Doppler, esto ye, z ye independiente del llargor d'onda. Estos mecanismos son descritos por aciu tresformamientos galileanas, lorentzianas o relativistes ente un sistema de referencia y otru.[2]

Resume de fanes en candia
Tipu de desplazamientu al bermeyu Llei de tresformamientu de sistema Exemplu de métrica [17] Definición[18]
Desplazamientu al bermeyu Doppler Tresformamientos de Galiléu Distancia euclidiana
Doppler relativista Tresformamientos de Lorentz Métrica Minkowski
Desplazamientu al bermeyu cosmolóxicu Tresformamientos relativistes FLRW
Desplazamientu al bermeyu gravitacional Tresformamientos relativistes Métrica de Schwarzschild

Efectu Doppler[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Efectu Doppler

Si una fonte de lluz ta alloñándose d'un observador, entós les fanes en candia (z > 0) asoceden; si la fonte avérase, entós asocede un fana al azul. Esto ye válidu pa toles ondes electromagnétiques y ye esplicáu pol efectu Doppler. Consecuentemente, esti tipu de desplazamientu al bermeyu ye denomináu'l desplazamientu al bermeyu Doppler. Si la fonte alloñar del observador con velocidá v, entós, ignorando los efectos relativistes, el desplazamientu al bermeyu vien dáu por

    (Yá que , ver debaxo)

onde c ye la velocidá de la lluz. Nel efectu Doppler clásicu, la frecuencia de la fonte nun se modificar, pero'l movimientu recesivo causa la ilusión d'una frecuencia menor.

Efectu Doppler Relativista[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Efectu Doppler relativista

Un tratamientu más completu del desplazamientu al bermeyu Doppler precisa la considerancia d'efectos relativistes acomuñaos col movimientu de fontes que se mueven con rapidez cercana a la velocidá de la lluz. En curtiu, los oxetos moviéndose cerca de la velocidá de la lluz van esperimentar esviaciones de la fórmula del efectu Doppler simple por cuenta de la dilatación del tiempu de la relatividá especial que puede ser correxíu introduciendo'l factor de Lorentz na fórmula clásica de Doppler como sigue:

Esti fenómenu foi reparáu per primer vegada nun esperimentu de 1938 realizáu per Herbert Y. Ives y G.R. Stilwell.[19] Como'l factor de Lorentz namái depende de la magnitú de la velocidá, esto causa'l desplazamientu escontra'l colloráu acomuñáu cola corrección relativista pa ser independiente de la orientación de la fonte del movimientu. En contraste, la parte clásica de la fórmula depende de la proyección del movimientu de la fonte na llinia de vista qu'apurre distintes resultaos pa distintes orientaciones. Consecuentemente, pa un oxetu moviéndose formando un ángulu col observador (l'ángulu nulu tien una llinia directa col observador), la forma completa pal efectu Doppler relativista convertir en:

y solamente pa los movimientos na llinia de vista ( = 0°, esta ecuación amenorgar a:

Pal casu especial en que la fonte ta moviéndose n'ángulos rectos ( = 90°) al detector, el desplazamientu al bermeyu relativista ye conocíu como'l efectu Doppler tresversal y un desplazamientu al bermeyu de:

ye midíu, inclusive anque l'oxetu nun se ta alloñando del observador. Inclusive si la fonte ta moviéndose se escontra l'observador, si hai un componente trensversal al movimientu entós hai dalguna velocidá a la que la dilatación ataya esactamente la fana al azul esperáu y a velocidaes mayores la fonte que s'avera mover escontra'l colloráu.[20]

Espansión del espaciu[editar | editar la fonte]

Na primer parte del sieglu XX, Slipher, Hubble y otros fixeron les primeres midíes de fanes en candia y al azul de galaxes más allá de la Vía Láctea. Primeramente interpretaron estos desplazamientos en candia y al azul como debíos namái al efeuto Doppler, pero dempués Hubble afayó una leve correlación ente la medría del desplazamientu en candia y la medría de la distancia de galaxes. Los teóricos casi darréu diéronse cunta qu'estes observaciones podíen esplicase por un mecanismu distintu de desplazamientu al bermeyu. La llei de Hubble de la correlación ente fanes en candia y distancies ye riquida polos modelos de cosmoloxía procedentes de la relatividá xeneral que tienen una métrica d'espansión del espaciu.[15] Como resultancia, los fotones arrobinándose al traviés del Universu n'espansión son estendíos, creando'l desplazamientu al bermeyu cosmolóxicu. Esto difier de los desplazamientos en candia por efectu Doppler descritos antes porque la velocidá d'emburrie (p.ej. la tresformamientu de Lorentz) ente la fonte y l'observador nun ye debida a la tresferencia clásica ente momentu y enerxía, sinón qu'en cuenta de ello los fotones amonten el so llargor d'onda y muévense escontra'l colloráu según l'espaciu que tán travesando espándese.[21] Esti efectu ta prescritu nel modelu cosmolóxicu actual como una manifestación observable del factor d'escala cósmicu dependiente del tiempu () de la siguiente manera:

Esti tipu de desplazamientu al bermeyu llámase desplazamientu al bermeyu cosmolóxicu o desplazamientu al bermeyu de Hubble. Si l'Universu tuviera contrayéndose en cuenta de espandise, veríamos les galaxes distantes moviéndose escontra l'azul por una suma proporcional a la so distancia en cuenta de movese escontra'l colloráu.[22]

Estes galaxes nun tán reculando a cencielles per mediu d'una velocidá física alloñar del observador, en cuenta de ello, l'espaciu qu'intervien ta estendiéndose, lo que cunta lara la isotropía a gran escala del efectu demandáu pol principiu cosmolóxicu.[23] Pa los desplazamientos en candia cosmolóxicos con z < 0.1 los efectos de la espansión del espaciu-tiempu son mínimos y les fanes en candia tán apoderaos polos movimientos relativos peculiares ente una galaxa a otra que causa fanes en candia y al azul Doppler adicionales.[24] La diferencia ente la velocidá física y l'espansión del espaciu puede ilustrase pola Espansión de la Fueya de Cauchu del Universu, una analoxía cosmolóxica común utilizada pa describir la espansión del espaciu. Si dos oxetos son representaos por boles de cojinetes y l'espaciu-tiempu por una fueya de cauchu espandiéndose, l'efectu Doppler ye causáu pol rodar de les boles al traviés de la fueya creando un movimientu particular. El desplazamientu al bermeyu cosmolóxicu asocedi cuando les boles de cojinetes pegar a la fueya y la fueya ye espandida. (Obviamente, hai problemes dimensionales col modelu, una y bones les boles de cojinetes tendríen de tar en la fueya y el desplazamientu al bermeyu produz velocidaes mayores que les del efectu Doppler si la distancia ente dos oxetos ye lo suficientemente llarga.).

A pesar de la distinción ente les fanes en candia causaes pola velocidá de los oxetos y los asociaos cola espansión del Universu, los astrónomos delles vegaes llamar "velocidá de recesión" nel contestu de los desplazamientos en candia de galaxes distantes a partir de la espansión del Universu, inclusive anque ye namái una recesión aparente.[25] De resultes, la lliteratura popular de cutiu utiliza la espresión "desplazamientu al bermeyu Doppler" en cuenta de "desplazamientu al bermeyu cosmolóxicu" pa describir el movimientu de les galaxes apoderáu pola espansión del espaciu, a pesar del fechu de qu'una "velocidá cosmolóxica recesiva" cuando se calcula nun va igualar la velocidá na ecuación de Doppler relativista.[26] En particular, el desplazamientu al bermeyu Doppler ta acutáu pola relatividá especial; colo que v > c ye imposible mientres, en contraste, v > c ye posible pa fanes en candia cosmolóxiques porque l'espaciu que dixebra los oxetos (p.ej. un cuásar dende la tierra) puede espandise más apriesa que la velocidá de la lluz.[27] Más matemáticamente, el puntu de vista de que "les galaxes distantes tán reculando" y el puntu de vista de que "l'espaciu ente galaxes ta espandiéndose" ta rellacionáu col cambéu de sistema de coordenaes. Espresando de forma precisa rique trabayar coles matemátiques de la métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker.[28]

Derivación matemática[editar | editar la fonte]

Les consecuencies d'observación d'esti efectu pueden ser sacaes usando les ecuaciones de la relatividá xeneral que describen un universu homoxéneu y isotrópico. Pa sacar l'efectu de desplazamientu al bermeyu, use la ecuación xeodésica pa una onda lluminosa,

onde

  • ye l'intervalu espaciu-tiempu
  • ye l'intervalu de tiempu
  • ye l'intervalu espacial
  • c ye la velocidá de la lluz
  • unu ye dependiente del tiempu cósmicu factor d'escala
  • k ye la combadura por unidá d'área.

Pa un observador que repara la cresta d'una onda lluminosa nuna posición r con r= 0 y en t de t = , y que dicha cresta de la onda lluminosa foi emitida al empar en t = nel pasáu y una posición r distante r=R. La integración sobre'l camín tantu nel espaciu como nel tiempu que la onda lluminosa viaxa la producción.

.


Polo xeneral, el llargor d'onda de lluz nun ye la mesma pa los dos asities y tiempos envaloraos por cuenta de les característiques cambiantes de la métrica. Cuando la onda foi emitida, esto tenía un llargor d'onda . La siguiente cresta de la onda lluminosa foi

L'observador ve la siguiente cresta de la fola de lluz que se repara con un llargor d'onda pa llegar a un tiempu:

Dende la cresta posterior ye de nuevu emitida pa r = R, y reparar en r = 0, la ecuación puede escribise:

.


El llau derechu de los dos equaciones integrales enriba ye idénticu esto quier dicir

.


o, alternativamente,

.


Pa bien pequenes variaciones nel tiempu (mientres el períodu d'un ciclu d'una onda lluminosa) el factor d'escala ye esencialmente un constante ( y ). Esto produz

que se puede rescribir como

Usando la definición de desplazamientu al bermeyu apurrida enriba, llógrase la ecuación

Nun universu como'l qu'habitamos que s'amplía, el factor d'escala aumenta monótonamente col tiempu, asina, la z ye positiva y les galaxes distantes apaecen con desplazamientu al bermeyu.

Desplazamientu al bermeyu gravitacional[editar | editar la fonte]

Na teoría de la relatividá xeneral, esiste la dilatación temporal dientro de pozos gravitacionales. Esto conozse como'l desplazamientu al bermeyu gravitacional o desplazamientu Einstein.[29] La demostración teórica d'esti efectu llograr del la solución de Schwarzschild de les ecuaciones de Einstein, de les que puede llograse el desplazamientu en candia acomuñáu a un fotón que viaxa al traviés del campu gravitatorio xeneráu por una masa esféricamente simétrica, ensin carga eléctrica y non rotatoria:

,

onde

  • ye la constante gravitacional,
  • ye la masa del oxetu que crea'l campu gravitatorio,
  • ye la coordenada radial del observador (que ye análoga a la distancia clásica dende'l centru del oxetu, pero realmente ye una coordenada Schwarzschild, y
  • ye la velocidá de la lluz.

Esti desplazamientu en candia gravitacional puede calculase a partir del camientu de la relatividá especial y el principiu d'equivalencia; la teoría de la relatividá xeneral al completu nun ye necesaria.[30]

L'efectu ye bien pequenu pero medible na Tierra utilizando'l efectu Mossbauer, y foi reparáu per primer vegada nel esperimentu de Pound y Rebka.[31] Sicasí, ye significativu cerca d'un furacu negru, y cuando un oxetu averar al horizonte de sucesos el desplazamientu en candia tiende a infinitu. Ye tamién la causa dominante de les grandes fluctuaciones de temperatura d'escala angular nel fondu cósmicu de microondes (ver el efectu Sachs-Wolfe).[32]

Observaciones astronómiques[editar | editar la fonte]

El desplazamientu al bermeyu vistu n'astronomía puede midise porque los espectros d'emisión y absorción pa átomos son distintivos, cubicaos a partir de los esperimentos de espectroscopia en llaboratorios terrestres. Cuando el desplazamientu al bermeyu de delles llinies d'absorción y emisión dende un simple oxetu astronómicu ye midida, z atópase que ye extraordinariamente constante. Anque los oxetos distantes pueden tar llixeramente borrosos y les llinies enanchaes, nun ye más que porque puede esplicase polos movimientos térmicos y mecánicos de la fonte. Por estes y otres razones, el consensu ente los astrónomos ye que los desplazamientos en candia que reparen son debíos a dalguna combinación d'estos trés formes establecíes de desplazamientos en candia estilu Doppler. Les hipótesis alternatives nun son consideraes xeneralmente como plausibles.[33]

La espectroscopia, como midida, ye considerablemente más difícil que la simple fotometría, que mide'l rellumu d'oxetos astronómicos al traviés de filtros.[34] Cuando los datos fotométricos son los únicos disponibles (por casu, nel Campu Fondo del Hubble y el Riolo Ultra Fondu del Hubble), los astrónomos confíen nuna técnica de midida de desplazamientos en candia fotométricos.[35] Por cuenta de la sensibilidá del peneráu nun rangu de llargores d'onda y la técnica que confía en munchos camientos sobre la naturaleza del espectru nuna fonte de lluz, los erros pa estos tipos de midida pueden tar en rangos cimeros a z = 0.5 y son munchos menos fiables que los resolvimientos espectroscópicas.[36] Sicasí, la fotometría dexa siquier una caracterización cualitativa d'un desplazamientu al bermeyu. Por casu, si un espectru tipu solar tien una desplazamientu al bermeyu de z = 1, sería más brillosu nos infrarroxos que n'el color mariellu-verde acomuñáu col picu del so espectru de cuerpu negru y l'intensidá de la lluz va amenorgar nel filtru nun factos de dos (1 +z) (ver la corrección K pa más detalles nes consecuencies fotométriques del desplazamientu al bermeyu).[37]

Observaciones locales[editar | editar la fonte]

N'oxetos cercanos (dientro de nuesa Vía Láctea), los desplazamientos en candia reparaos tán casi siempres rellacionaos coles velocidaes de la LOS acomuñaes colos oxetos que tán siendo reparaos. Les observaciones de tales desplazamentos en candia y al azul dexaron a los astrónomos midir velocidaes y parametrizar les mases de les órbites estelares en binaries espectroscópicas, un métodu emplegáu per primer vegada en 1868 pol astrónomu británicu William Huggins.[8] De forma similar, los pequenos desplazamientos en candia y al azul detectaos nes midíes espectroscópicas d'estrelles individuales son una manera de que los astrónomos puedan diagnosticar midir la presencia y característiques de sistemes planetarios alredor d'otres estrelles.[38] Les midíes de desplazamientos en candia pa detalles finos utilizar en heliosismología pa determinar los movimientos precisos de la fotosfera del Sol.[39] Los desplazamientos en candia tamién s'utilizaron pa faer les primeres midíes de la rotación de los planetes,[40] velocidaes de nubes interestelares,[41] la rotación de galaxes,[2] y la dinámica del discu de acrecimiento en estrelles de neutrones y furacos negros qu'esiben desplazamientos en candia Doppler y gravitacionales.[42] Adicionalmente, les temperatures d'emisión y absorción de dellos oxetos puede llograse midiendo'l enanche Doppler, los desplazamientos en candia y al azul sobre una llinia senciella d'absorción o emisión.[43] Midiendo l'enanche y los desplazamientos de 21-centímetros de la llinia del hidróxenu en distintes direcciones, los astrónomos pudieron midir les velocidaes de recesión de gas interestelar, qu'a la fin reveló la curva de rotación de nuesa Vía Láctea.[2] Realizáronse midíes similares n'otres galaxes, como la d'Andrómeda.[2] Como ferramienta de diagnósticu, les midíes de desplazamientu en candia son una de les más importantes midíes espectoscópicas feches na astronomía.

Observaciones extragalácticas[editar | editar la fonte]

Los oxetos más distantes esiben les mayores fanes en candia correspondientes al fluxu de Hubble del Universu. Los mayores desplazamientos reparaos, correspondientes a les mayores distancies y a los más alloñaos tras nel tiempu, son los de la Radiación cósmico de microondes y el valor numbéricu del so desplazamientu ye aprosimao z = 1089 (z = 0 corresponder al momentu actual) y amuesa l'estáu del Universu fai unos 13700 millones d'años y 379000 años dempués de los momentos iniciales del Big Bang.[44]

Los núcleos lluminosos puntuales de los quasars fueron los primeros oxetos "altamente-movíos en candia"() descubiertos primero que la meyora de los telescopios dexara'l descubrimientu d'otres galaxes altamente movíes. Anguaño, el desplazamientu al bermeyu de quasar midíos más altu ye de ,[45] cola confirmación de que'l mayor desplazamientu al bermeyu d'una galaxa ye [46] ente qu'otros informes ensin confirmar más d'una lente gravitacional reparada nun cúmulu de galaxes distante puede indicar qu'una galaxa tien un desplazamientu en candia de .[47]

Pa galaxes más alloñaes del Grupu Local y cercanes al Cúmulu de Virgo, pero dientro d'unos miles de megaparsecs, el desplazamientu al bermeyu ye aprosimao proporcional a la distancia de la galaxa. Esta correlación foi reparada por Edwin Hubble y ye conocida como la llei de Hubble. Vesto Slipher foi'l descubridor de les fanes en candia galácticu. En redol al añu 1912, mientres Hubble correlaba les midíes de Slipher coles distancies midir por otros medios pa formular la so Llei. Nel modelu llargamente aceptáu basáu na relatividá xeneral, los desplazamientos en candia ye sobremanera una resultancia de la espansión del espaciu: esto significa que'l más allá d'una galaxa ye dende nós, la mayoría del espaciu espandióse nel tiempu desque la lluz dexó la galaxa, asina que la mayoría de la lluz estendióse, la mayoría de la lluz movióse en candia y asina pacece que se ta moviendo dende nós. La llei de Hubble vien en parte del principiu copernicanu.[23] Como nun se conoz de normal cómo de lluminosos son los oxetos, la midida del desplazamientu al bermeyu ye más fácil que les midíes de distancia más directes, de tal manera que les fanes en candia son delles vegaes convertíos nuna midida de distancia utilizando la llei de Hubble.

Les interacciones gravitatories de les galaxes les unes coles otres y colos cúmulos causen una dispersión nel dibuxu normal de la diagrama de Hubble. Les velocidaes peculiares acomuñaes con galaxes superpuestes dexando un rastru axatáu de masa d'oxetos virializados nel Universu. Esti efectu conduz a tal fenómenu como nes galaxes cercanes (como la galaxa de Andrómeda) esibiendo desplazamientos al azul según cayemos escontra un baricentru común y los mapes de fanes en candia de cúmulos amuesen un efectu de Deu de Dios por cuenta de la dispersión de velocidaes peculiares nuna distribución esférica.[23] Esti componente agregu da a los cosmólogos una oportunidá de midir les mases d'oxetos independientes de la relación masa-lluz (la relación de la masa d'una galaxa en mases solares col so rellumu en lluminosidaes solares), una ferramienta importante pa midir materia escuro.[48]

La relación llineal de la llei de Hubble ente la distancia y el desplazamientu al bermeyu asume que la tasa d'espansión del Universu ye constante. Sicasí, cuando l'Universu yera muncho más nuevu, la tasa d'espansión y entós la "constante" de Hubble yera mayor que na actualidá. Pa galaxes más distantes, que la so lluz tuvo viaxando mientres muncho más tiempu, l'aproximamientu de la tasa d'espansión constante falla y la llei de Hubble convertir nuna relación integral non llineal y dependiente de la hestoria de la tasa de la espansión yá que la emisión de lluz dende la galaxa en cuestión. Les observaciones de la relación de distancia del desplazamientu al bermeyu puede utilizase, entós, pa determinar la hestoria d'espansión del Universu y asina la materia y enerxía contenida.

Mientres enforma tiempu creyóse que la tasa d'espansión tuviera de cutio escayendo dende'l Big Bang, observaciones recién de la relación de distancia de desplazamientu al bermeyu utilizando supernoves tipu Ia suxurieron qu'en tiempos comparativamente recién l'Universu empezó a acelerase.

El desplazamientu al bermeyu n'espediciones[editar | editar la fonte]

Cola apaición de los telescopios automatizados y les meyores nos espectroscopios, realizáronse delles collaboraciones pa mapear l'Universu neldesplazamientu al bermeyu desplazamientu al bermeyu del espaciu. Combinando estos desplazamientos en candia con datos de posiciones angulares, una espedición de desplazamientu al bermeyu mapea la distribución 3D de materia dientro d'una parte del cielu. Estes observaciones suelen midir propiedaes de la estructura a gran escala del universu. La Gran Muralla, un gran supercúmulo de galaxes a unos 500 millones d'años lluz, apurre un exemplu dramáticu d'una estructura a gran esguila que les espediciones de desplazamientu al bermeyu pueden detectar.[49]

La primer espedición de desplazamientu al bermeyu foi la CfA Redshift Survey, qu'empezó en 1977 y completó la colección de datos inicial en 1982.[50] Más apocayá, la 2dF Galaxy Redshift Survey topó la estructura a gran escala d'una sección del Universu, midiendo valores de z de más de 220000 galaxes, la recueya de datos completar en 2002 y el conxuntu final de datos llanzóse'l 30 de xunu de 2003.[51] (Amás d'el patrones de mapeo a gran escala de galaxes, el 2dF estableció una llende cimera pa la masa del neutrín). Otra espedición notable, el Sloan Dixital Sky Survey (SDSS), sigue'l so cursu (siquier en 2005) ya intenta llograr midíes d'unos 100 millones d'oxetos.[52] El SDSS grabó fanes en candia pa galaxes percima de 0.4 y arreyóse na detección de quasars más allá de z = 6. La DEEP2 Redshift Survey utiliza los telescopios Keck col nuevu espectrógrafu "DEIMOS]]. Una continuación del programa piloto DEEP1, DEEP2 ta diseñáu pa midir galaxes débiles con desplazamientos en candia de 0.7 y cimeros y ta por tantu entamáu pa complementar al SDSS y al 2dF.[53]

Efectos debíos a tresferencies óptiques o radiactives[editar | editar la fonte]

Les interacciones y fenómenos resumíos nes materies de tresferencia radiactiva y óptica física pueden dar como resultáu desplazamiendos nel llargor d'onda y la frecuencia de la radiación electromagnético. En tales casos los desplazamientos corresponder a una tresferencia física d'enerxía a materia o otros fotones más que debida a un tresformamientu ente marcos de referencia. Estos desplazamientos pueden ser debíos a tales fenómenos físicos como'l efectu Wolf o la dispersión de radiación electromagnético dende partícules elementales cargaes, dende partícules o dende fluctuaciones del índiz de refraición nun mediu dieléctricu como asocede nel fenómenu de radiar xiblíos.[2] Mientres tales fenómenos son conocíos como "fanes en candia" y "fanes al azul", les interacciones físiques de los campos de radiación electromagnético con materia propio o entemedia estrema estos fenómenos de los efectos de marcos de referencia. N'astrofísica, les interacciones de materia llixero qu'apurren desplazamientos d'enerxía nel campu de radiación son xeneralmente conocíos como "robrizos" más que "movíos en candia", que como términu, de normal ta acutáu pa los mecanismos aldericaos enantes.[2]

En munches circunstancies la dispersión causa que la radiación arróxese porque la entropía resulta de la predominancia de munchos fotones de baxa enerxía sobre unos cuantos d'alta enerxía (cumpliendo'l principiu de caltenimientu de la enerxía).[2] Sacante posiblemente so condiciones curioso controlaes, la dispersión nun produz el mesmu cambéu relativu nel llargor d'onda al traviés de too l'espectru; esto ye, cualesquier z calculada ye xeneralmente una función del llargor d'onda. Más allá, la dispersión de materia aleatorio xeneralmente asocede en munchos ángulos y z ye función del ángulu de dispersión. Si asocede la dispersión múltiple o les partícules tremaes tienen movilidá relativa, entós xeneralmente tamién se produz distorsión de llinia espectral.[2]

N'astronomía interestelar, el espectru visible puede apaecer robrizu por cuenta de procesos de dispersión nun fenómenu conocíu como encarnizamientu interestelar.[2] De forma similar la dispersión de Rayleigh causa l'encarnizamientu atmosféricu del Sol vistu nel amanecer o'l ocaso y causa que'l restu del cielu tenga un color azul. Esti fenómenu ye distintu del desplazamientu en candia porque les llinies espectroscópicas nun tán movíes a otros llargores d'onda n'oxetos robrizos y hai un escurecimientu adicional y una distorsión acomuñada col fenómenu por cuenta de los fotones que son esvalixaos dientro y fora de la LOS.

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Referencies[editar | editar la fonte]

Notes[editar | editar la fonte]

  1. See Feynman, Leighton y Sands (1989) o una introducción pa estudiantes universitarios (y munchos institutos). Ver Taylor (1992) pa un discutiniu relativista.
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 2,7 2,8 2,9 Ver Binney y Merrifeld (1998), Carroll y Ostlie (1996), Kutner (2003) p'aplicaciones astronómiques.
  3. See Misner, Thorne and Wheeler (1973) y Weinberg (1971) o cualquier llibru de testu de cosmoloxía física(Lo peor que pueda esistir na vida!!).
  4. See Misner, Thorne y Wheeler (1973) y Weinberg (1971).
  5. Doppler, Christian, "Beitrage zur fixsternenkunde" (1846), Prag, Druck von G. Haase sohne
  6. Dev Maulik, "Doppler Sonography: A Brief History" en Doppler Ultrasound in Obstetrics And Gynecology (2005) por Dev (EDT) Maulik, Ivica Zalud
  7. [http://www-history.mcs.st-andrews.ac.uk/Biographies/Doppler.html Biografía de Christian Doppler en McTuttor
  8. 8,0 8,1 William Huggins, "Observaciones adicionales nel Espectru de delles Estrelles y Nebuloas, con un Intentu de Determinar si Estos Cuerpos tán moviéndose escontra o dende la Tierra, Tamién Observaciomes del Espectru del Sol y de la Cometa II." (1868) Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Volume 158, pp. 529-564
  9. Reber, G., "Afigura Intergaláctico"(1995) Astrofísica y Ciencia Espacial, v. 227, p. 93-96.
  10. Bélopolsky, A., "Un Aparatu pa la Demostración en Llaboratoriu del Principiu Doppler-Fizeau" (1901) Astrophysical Journal, vol. 13, p.15
  11. Adams, Walter S., "Non. 22. Catálogu preliminar de llinies afectaes por llurdios solares" (1908) Contribuciones del observatoriu de Monte Wilson / Institutu Carnegie de Washington, vol. 22, pp.1-21
  12. Primeros informes de Slipher de les sos midíes nel volume inaugural del Lowell Observatory Bulletin, pp.2.56-2.57[1]. Del so artículu tiltulado La velocidá radial de la Nebulosa de Andromeda reporta faciendo la primer midida Doppler el 17 de setiembre de 1912. Nel so informe, Slipher escribe: "La magnitú d'esta velocidá, que ye'l mayor reparáu hasta la fecha, apaez la entruga de si la velocidá de desplazamientu nun podría ser debida a otra causa, pero creo que nun tenemos anguaño otra interpretación d'ello." Tres año dempués, na revista Popular Astronomy, Vol. 23, p. 21-24 [2], Slipher escribió una revisión titulada Observaciones espectrográfiques de Nebuloses. Nél afirma, "El descubrimientu anterior de que la gran espiral de Andrómeda tenía la velocidá escepcional de - 300 km/s demostraba que los medios entós disponibles, yeren capaces d'investigar non yá l'espectru de les espirales sinón tamién les sos velocidaes". Slipher reportó les celocidades de 15 espirales de nebuloses espardíes al traviés de la entera esfera celeste, de toes namái trea tuvieren observaciones de velocidá "positives" (ye dicir recesivas).
  13. Hubble, Edwin, "Una relación ente la Distancia y la Velocidá Radial ente Nebuloses Extra-Galáacticas" (1929) Proceedings de l'Academia Nacional de Ciencies d'Estaos Xuníos, Volume 15, Issue 3, pp. 168-173 (Artículu completu, PDF)
  14. Friedman, A: Über die Krümmung deas Raumes, Z. Phys. 10 (1922), 377-386. (Traducción al inglés en: Xen. Rel. Grav. 31 (1999), 1991-2000.)
  15. 15,0 15,1 Esto foi reconocíu llueu polos físicos y los astrónomos que trabayen en cosmoloxía nos años 1930. La primer publicación lagada describiendo detallar d'esta correspondencia foi'l llibru de Sir Arthur Eddington The Expanding Universe: Astronomy's 'Great Alderique', 1900-1931, publicáu por Press Syndicate of the University of Cambridge en 1933.
  16. Ver, por casu, esti artículu del 25 de mayu de 2004 del telescopiu espacial Swift de la NASA que ta investigando los GRBs: "Nes midíes d'espectros de rayo gamma llograos mientres la principal emisión de les rabaseres de rayo gamma atopáronse pequenos valores a manera d'indicares de desplazamientu al bermeyu, debíos a la falta de característiques bien definíes. sicasí, les observaciones óptiques de la luminiscencia del GRB producieron especrtros con llinies identificables, conduciendo a midíes precises del desplazamientu en candia."
  17. Notar que puede haber otres métriques que tamién esiban estes fanes en candia, especialmente desplazamientos en candia gravitacionales
  18. Onde z = corrimieto en candia; v = velocidá; c = velocidá de la lluz; γ = Factor de Lorentz; a = Factor d'escala del Universu; G = Constante gravitacional; M = masa del oxetu; r = Coordenada Schwarzschild radial
  19. H. Ives y G. Stilwell, Un estudiu esperimental de la tasa d'un reló atómicu en movimientu, J. Opt. Soc. Am. 28, 215-226 (1938) [3]
  20. Ver "Fotones, Relatividá, desplazamientu Doppler" na Universidá de Queensland
  21. La distinción ye clara nel artículu de Harrison, Y.R. 1981 Cosmoloxía: La Ciencia del Universu (New York: Cambridge University Press).
  22. Esto namái ye verdá nun Universu onde nun hai velocidaes peculiares. d'otra forma, los desplazamientos en candia combínense como
    que
    apurre soluciones onde ciertos oxetos que reculen son movíos escontra l'azul y otros oxetos que s'averen son movíos escontra'l colloráu. Pa más detalles d'estos bizarros resultaos ver Davis, T. M., Lineweaver, C. H. y Webb, J. K. "Soluciones al problema de l'atadura de galaxes nun Universu n'espansión y l'observación de desplazamientu al azul d'oxetos recesivos", American Journal of Physics (2003), 71 358-364.
  23. 23,0 23,1 23,2 Peebles (1993).
  24. Midíes de les velocidaes peculiares percima de 5 Mpc utilizando'l Telescopiu espacial Hubble fueron reportaos en 2003 por Karachentsev y otros Galaxes locales flúin con 5 Mpc. 02/2003 Astronomy and Astrophysics, 398, 479-491. [4]
  25. Universidá de Massachusetts, Amherst profesor Edward Harrison da un resume d'esti tracamundiu nesti artículu Les lleis de la distancia: desplazamientu al bermeyu vs velocidá(01/1993 Astrophysical Journal, Parte 1 (ISSN 0004-637X), 403, non. 1, p. 28-31.) [5]
  26. Odenwald & Fieberg 1993
  27. Esto esporque la métrica d'espansión del espaciu ye describible pola relatividá xeneral y camuden dinámicamenta les midíes opuestes a una ríxida métrica de Minkowski. L'espaciu, que nun ta compuestu de nengún matarial que pueda crecer más apriesa que la velocidá de la lluz yá que, son siendo un oxetu, nun ta acutáu pola velocidá de la lluz.
  28. M. Weiss, ¿Qué causa el desplazamientu al bermeyu de Hubble?, entrada nes FAQs de Física (1994), disponible pol website de John Baez
  29. Ver por casu, Chant, C. A., "Notes y Entrugues (Telescopios y Equipu d'Observación del Desplazamientu Einstein de les Llínees Solares)" (1930) Revista de la Real Sociedá Astronómica de Canadá, Vol. 24, p.390
  30. Einstein, Albert. «Desconocíu». Jahrbuch der Radioaktivität und Elektronik 4. 
  31. R. V. Pound y G. A. Rebka Jr., Pesu aparente de fotones, Phys. Rev. Lett. 4, 337 (1960). [6] Esti artículu foi la primer midida.
  32. Sachs; A.M. Wolfe. «Perturbaciones d'un modelu cosmolóxicu y variaciones angulares del fondu de radiación de microondes». Astrophysical Journal 147. 
  33. Cuando les fanes en candia fueron descubiertos, Fritz Zwicky propunxo un efectu conocíu como lluz cansao. Anque de normal considérase por interés históricu, dacuando xuntu coles suxerencies de el desplazamientu al bermeyu intrínseca, ye utilizda por cosmoloxíes non convencionales. En 1981, H. J. Reboul resumió munchos mecanismos alternativos de desplazamientu al bermeyu que fueren idscutidos na lliteratura dende los años 1930. En 2001, Geoffrey Burbidge remarcó nuna revisión que la mayoría de la comunidá científica hai marginalizado esti tipu de discutinios dende los años 1960. Burbidge y Halton Arp, mientres investigaben el misteriu de la naturaleza de los quásares, intentaron desenvolver mecanismos de desplazamientu al bermeyu alternativos y unos cuantos de los sos científicos siguidores reconocieron el so trabayu.
  34. Pa una revisión de la materia de la fotometrís, ver Budding, Y., Introducción a la Fotometría Astronómica, Cambridge University Press (24 de setiembre de 1993), ISBN 0-521-41867-4
  35. La técnica foi descrita por Baum, W. A.: 1962, en G. C. McVittie (ed.), Problemes n'investigaciones extragalácticas, p. 390, IAU Symposium Non. 15
  36. Bolzonella, M.; Miralles, J.-M.; Pelló, R., Desplazamientos en candia fotométricos basaos en procedimiento estándar d'axuste SEI, Astronomy and Astrophysics, 363, p.476-492 (2000).
  37. Una vista xeneral pedagóxica de la corrección K por David Hogg y otros miembros del [[Sloan Dixital Sky Survey|]] pueden atopase en astru-ph.
  38. El Exoplanet Tracker ye'l nuevu proyectu d'observación qu'usa esta técnica, puede rastrexar variaciones del desplazamientu al bermeyu en múltiples oxetos al empar, según informó en Gue, Jian y otros El Primer Planeta Estrasolar Afayáu con un Instrumnto Doppler d'Altu-Rendimientu de Nueva Xeneración, The Astrophysical Journal, 2006 648, Númberu 1, pp. 683-695. [7]
  39. Libbrecht, Ken G., Seismología solar y estelar, Space Science Reviews, 1988 37 n. 3-4, 275-301.
  40. En 1871 Hermann Carl Vogel midió la tasa de rotación de Venus. Vesto Slipher taba trabayando en tales midíes cuando camudó'l so interés escontra les espirales nebuloses.
  41. Una revisión temprana de Jan Oort na materia: La formación de galaxes y l'orixe del hidróxenu d'alta velocidá, Astronomy and Astrophysics, 7, 381 (1970) [8].
  42. Asaoka, Ikuko, Espectros de rayos X nel infinitu a pertir de discos de acrecimiento relativistes alredor d'un furacu negru de Kerr, Publicaciones de la Sociedá Astronómica de Xapón (ISSN 0004-6264), 41 nº 4, 1989, p. 763-778 [9]
  43. G. B. Rybicki y A. R. Lightman, Procesos Radiactivos n'Astrofísica, John Wiley & Sons, 1979, p. 288 ISBN 0-471-82759-2
  44. Una midida precisa del fondu cósmicu de microondes foi algamada pol esperimentu COBE. La temperatura final publicada de 2.73 K foi reportada nesti artículu: Fixsen, D. J., Cheng, Y. S., Cottingham, D. A., Eplee, R. Y., Jr., Isaacman, R. B., Mather, J. C., Meyer, S. S., Noerdlinger, P. D., Shafer, R. A., Weiss, R., Wright, Y. L., Bennett, C. L., Boggess, N. W., Kelsall, T., Moseley, S. H., Silverberg, R. F., Smoot, G. F., Wilkinson, D. T.. (1994). "Espectru dipolar del CMB midíu pol COBE FIRAS", Astrophysical Journal, 420, 445. La midida más precisa en 2006 foi consiguida pol esperimentu WMAP.
  45. Fan, Xiahoui y otros, Una Espedición de Quasars de z>5.7 na Sloan Dixital Sky Survey. II. El Descubrimientu de Trés Quasars Adicionales de z>6, Astronomical Journal (2003), v. 125, nº 4, pp. 1649-1659 [10].
  46. Egami, Y., y otros, Restricciones de los Telescopios Espaciales Spitzer y Hubble Constraints sobre les Propiedaes Físiques de la Galaxa Fuertemente Cristalina de z~7 pol A2218, Astrophysical Journal (2005), v. 618, Nº 1, pp. L5-L8 [11].
  47. Pelló, R., Schaerer, D., Richard, J., -y Borgne, J.-F. y Kneib, J.P., ISAAC/VLT observaciones d'una lente galáutica de z = 10.0, Astronomy and Astrophysics (2004), 416, L35 [12].
  48. en Princeton University Press: Dinámica Galáctica. ISBN 0-691-08445-9.
  49. M. J. Geller & J. P. Huchra, Science 246, 897 (1989). online
  50. Ver la web oficial del Cfa pa más detalles.
  51. Shaun Cole y otros (Collaboración 2dFGRS ). La 2dF galaxy redshift survey: analís del espectru de potencia del conxuntu final de datos y les implicaciones cosmolóxiques. 362. http://www.arxiv.org/abs/.  Home del 2dF Galaxy Redshift Survey
  52. SDSS Homepage
  53. . 

Artículos[editar | editar la fonte]

equivocaes sobre'l Big Bang]", Scientific American, marzu de 2005. (Esti artículu ye útil pa esplicar el mecanismu de desplazamientu al bermeyu cosmolóxica según esclariar equívocos reapecto a la física de la espansión del espaciu).

Referencies de llibros[editar | editar la fonte]

  • (1998) en Princeton University Press: Astronomía Galáctica. ISBN 0-691-02565-7.
  • Carroll, Bradley W. y Da-y A. Ostlie (1996). en Addison-Wesley Publishing Company, Inc.: Una Introducciñin a l'Astrofísica Moderna. ISBN 0-201-54730-9.
  • Feynman, Richard; Leighton, Robert; Sands, Matthew (1989). en Addison-Wesley: Lectura de Feynman sobre Física Vol. 1. ISBN 0-201-51003-0.
  • Kutner, Marc (2003). en Cambridge University Press: Astronomía: Una Perspectiva Física. ISBN 0-521-52927-1.
  • (1973) en W. H. Freeman: Gravitación. ISBN 0-7167-0344-0.
  • (1993) en Princeton University Press: Principio de Cosmoloxía Física. ISBN 0-691-01933-9.
  • Taylor, Edwin F.; Wheeler, John Archibald (1992). en W.H. Freeman: Física espaciu-temporal: Introducción a la Relatividá Especial (2º ed.). ISBN 0-7167-2327-1.
  • (1971) en John Wiley: Gravitación y Cosmología. ISBN 0-471-92567-5.

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]

N'español:







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