Desvio para o vermelho

A história do assunto começou com o desenvolvimento no século XIX da mecânica ondulatória e a exploração de fenômenos associados ao efeito Doppler. O efeito recebeu o nome de Christian Doppler, que ofereceu a primeira explicação física conhecida para o fenômeno em 1842. A hipótese foi testada e confirmada para ondas sonoras pelo cientista holandês Christoph Buys-Ballot em 1845. Doppler previu corretamente que o fenômeno deveria se aplicar a todas as ondas e, em particular, sugeriu que as cores variadas das estrelas poderiam ser atribuídas ao seu movimento em relação à Terra. Antes que isso fosse verificado, no entanto, descobriu-se que as cores estelares eram principalmente devido à temperatura de uma estrela, não ao movimento. Só mais tarde o Doppler foi justificado por observações verificadas de desvio para o vermelho. O primeiro desvio para o vermelho Doppler foi descrito pelo físico francês Hippolyte Fizeau em 1848, que apontou para o desvio nas linhas espectrais vistas nas estrelas como sendo devido ao efeito Doppler. O efeito às vezes é chamado de "efeito Doppler-Fizeau". Em 1868, o astrônomo britânico William Huggins foi o primeiro a determinar a velocidade de uma estrela se afastando da Terra por esse método. Em 1871, o desvio para o vermelho óptico foi confirmado quando o fenômeno foi observado em linhas de Fraunhofer usando rotação solar, cerca de 0.1 Å no vermelho. Em 1887, Vogel e Scheiner descobriram o efeito Doppler anual, a mudança anual no deslocamento Doppler das estrelas localizadas perto da eclíptica devido à velocidade orbital da Terra. Em 1901, Aristarkh Belopolsky verificou o desvio para o vermelho óptico no laboratório usando um sistema de espelhos rotativos.

O espectro de luz que vem de uma fonte (veja a ilustração do espectro idealizado no canto superior direito) pode ser medido. Para determinar o desvio para o vermelho, busca-se características no espectro, como linhas de absorção, linhas de emissão ou outras variações na intensidade da luz. Se encontrados, esses recursos podem ser comparados com recursos conhecidos no espectro de vários compostos químicos encontrados em experimentos onde esse composto está localizado na Terra. Um elemento atômico muito comum no espaço é o hidrogênio. O espectro da luz originalmente inexpressiva que brilhou através do hidrogênio mostrará um espectro de assinatura específico para o hidrogênio que possui características em intervalos regulares. Se restrito às linhas de absorção, seria semelhante à ilustração (canto superior direito). Se o mesmo padrão de intervalos é visto em um espectro observado de uma fonte distante, mas ocorrendo em comprimentos de onda deslocados, ele também pode ser identificado como hidrogênio. Se a mesma linha espectral for identificada em ambos os espectros, mas em diferentes comprimentos de onda, o desvio para o vermelho pode ser calculado usando a tabela abaixo. Determinar o desvio para o vermelho de um objeto dessa maneira requer uma faixa de frequência ou comprimento de onda. Para calcular o desvio para o vermelho, é preciso conhecer o comprimento de onda da luz emitida no quadro de repouso da fonte: em outras palavras, o comprimento de onda que seria medido por um observador localizado adjacente e comovendo com a fonte. Como em aplicações astronômicas essa medição não pode ser feita diretamente, pois isso exigiria viajar até a estrela distante de interesse, o método usando linhas espectrais descrito aqui é usado. Desvios para o vermelho não podem ser calculados olhando para características não identificadas cuja frequência de quadro de repouso é desconhecida, ou com um espectro sem características ou ruído branco (flutuações aleatórias em um espectro).

Na relatividade geral, pode-se derivar várias fórmulas de casos especiais importantes para o desvio para o vermelho em certas geometrias de espaço-tempo especiais, conforme resumido na tabela a seguir. Em todos os casos, a magnitude do desvio (o valor de z) é independente do comprimento de onda. Para movimento completamente nadireção radial ou na linha de visão: Para movimento completamente na direção transversal: para v e ≪ c {\displaystyle v_{\text{e}}\ll c}

O desvio para o vermelho observado na astronomia pode ser medido porque os espectros de emissão e absorção dos átomos são distintos e bem conhecidos, calibrados a partir de experimentos espectroscópicos em laboratórios na Terra. Quando o desvio para o vermelho de várias linhas de absorção e emissão de um único objeto astronômico é medido, z é notavelmente constante. Embora os objetos distantes possam ser levemente borrados e as linhas alargadas, isso não é mais do que pode ser explicado pelo movimento térmico ou mecânico da fonte. Por essas e outras razões, o consenso entre os astrônomos é que os desvios para o vermelho observados são devidos a alguma combinação das três formas estabelecidas de desvios para o vermelho do tipo Doppler. Hipóteses alternativas e explicações para desvio para o vermelho, como luz cansada, geralmente não são consideradas plausíveis. A espectroscopia, como medida, é consideravelmente mais difícil do que a simples fotometria, que mede o brilho de objetos astronômicos através de certos Filtros ópticos. Quando os dados fotométricos são tudo o que está disponível (por exemplo, o Campo Profundo do Hubble e o Campo Ultra Profundo do Hubble), os astrônomos contam com uma técnica para medir desvios para o vermelho fotométricos. Devido às amplas faixas de comprimento de onda em filtros fotométricos e as suposições necessárias sobre a natureza do espectro na fonte de luz, os erros para esses tipos de medições podem variar até δz = 0.5 e são muito menos confiáveis do que as determinações espectroscópicas. No entanto, a fotometria permite pelo menos uma caracterização qualitativa de um desvio para o vermelho. Por exemplo, se um espectro semelhante ao do Sol tivesse um desvio para o vermelho de z = 1, seria mais brilhante no infravermelho do que na cor verde-amarelo associada ao pico de seu espectro de corpo negro, e a intensidade da luz será reduzida no filtrar por um fator de quatro, (1 + z)2. Tanto a taxa de contagem de fótons quanto a energia dos fótons são desviadas para o vermelho. (Veja a correção K para mais detalhes sobre as consequências fotométricas do desvio para o vermelho).

As interações e fenômenos resumidos nos assuntos de transferência radiativa e óptica física podem resultar em mudanças no comprimento de onda e na frequência da radiação eletromagnética. Nesses casos, os devios correspondem a uma transferência de energia física para a matéria ou outros fótons, e não por uma transformação entre referenciais. Tais mudanças podem ser de fenômenos físicos como efeitos de coerência ou dispersão de radiação eletromagnética, seja de partículas elementares carregadas, de partículas ou de flutuações do índice de refração em um meio dielétrico, como ocorre no fenômeno de rádio dos assobiadores de rádio. Embora esses fenômenos sejam às vezes chamados de "desvios para o vermelho" e "desvios para o azul", em astrofísica as interações luz-matéria que resultam em mudanças de energia no campo de radiação são geralmente chamadas de "vermelhidão" em vez de "desvio para o vermelho", que, como um termo, é normalmente reservado para os efeitos discutidos acima.

O oposto de um desvio para o vermelho é um desvio para o azul. Um desvio para o azul é qualquer diminuição no comprimento de onda (aumento na energia), com um aumento correspondente na frequência, de uma onda eletromagnética. Na luz visível, isso muda uma cor para a extremidade azul do espectro.