¿Qué es el desplazamiento al rojo?
Los astrofísicos pueden aprender acerca del movimiento de los objetos cósmicos analizando la manera en que cambia su color a lo largo del tiempo o cómo difiere de sus predicciones. Por ejemplo, sin un objeto aparece más enrojecido de lo que esperamos, podemos concluir que se mueve alejándose de nosotros, y si aparece más azulado que se mueve hacia nosotros. ¿Por qué sabemos esto?
El desplazamiento al rojo es un ejemplo del Efecto Doppler. Cuando un objeto se mueve alejándose del observador, los frentes de onda de la luz emitida (o del sonido emitido) se van separando en dirección al observador, aumentando la distancia entre ellos. La longitud de onda de la luz (sonido) aumenta y se produce un desplazamiento hacia el rojo (el sonido se hace más grave). Cambia el color de la luz emitida, enrojeciéndose. En el otro sentido se produce el efecto contrario. Es decir cuando el objeto se mueve hacia el observador, los frentes de onda se comprimen, la longitud de onda disminuye y se produce un desplazamiento hacia el azul (el sonido se hace más agudo).
¿Cómo medimos los astrofísicos el desplazamiento al rojo o Redshift?
La forma más precisa de medir el desplazamiento al rojo es utilizar la espectroscopia. Concretamente lo que hacemos es identificar líneas de absorción o emisión en los espectros de los objetos cósmicos que aparecen desplazadas respecto al espectro “en reposo”. Es decir, sabemos que cada elemento tiene un espectro característico que conocemos muy bien. Ese espectro está formado por un conjunto de líneas espectrales, una especie de código de barras de ese elemento, que corresponden a unas longitudes de onda características. Si detectamos esas mismas líneas en el espectro de un objeto astronómico, pero ligeramente desplazadas en su conjunto en uno u otro sentido, podemos inferir el movimiento de ese objeto a partir de ese desplazamiento.
El desplazamiento al rojo se cuantifica mediante el parámetro z, cuya fórmula viene dada por
z = (λobserved – λrest) / λrest
Siendo λobserved y λrest la longitud de onda observada y en reposo de la línea espectral considerada. Físicamente, z corresponde al número de años que la luz ha estado viajando desde el objeto hasta nuestro detector. Ten en cuenta que z no es igual a la distancia actual a la que se encuentra el objeto medida en años luz, habida cuenta de que el Universo se ha estado expandiendo durante todo ese tiempo y el objeto está ahora mucho más lejos.
La siguiente tabla recoge los tiempos de viaje de la luz y las distancias para algunos valores de z:
| z | Time the light has been traveling | Distance to the object now |
|---|---|---|
| 0.0000715 | 1 million years | 1 million light years |
| 0.10 | 1.286 billion years | 1.349 billion light years |
| 0.25 | 2.916 billion years | 3.260 billion light years |
| 0.5 | 5.019 billion years | 5.936 billion light years |
| 1 | 7.731 billion years | 10.147 billion light years |
| 2 | 10.324 billion years | 15.424 billion light years |
| 3 | 11.476 billion years | 18.594 billion light years |
| 4 | 12.094 billion years | 20.745 billion light years |
| 5 | 12.469 billion years | 22.322 billion light years |
| 6 | 12.716 billion years | 23.542 billion light years |
| 7 | 12.888 billion years | 24.521 billion light years |
| 8 | 13.014 billion years | 25.329 billion light years |
| 9 | 13.110 billion years | 26.011 billion light years |
| 10 | 13.184 billion years | 26.596 billion light years |
¿Para qué se utiliza el Redshift, z?
En general podemos utilizar el desplazamiento al rojo o al azul para estudiar cualquier sistema que se mueva de alguna forma, por ejemplo:
- Sistemas binarios de estrellas que órbitan.
- Rotación galáctica.
- Movimiento de galaxias en cúmulos de galaxias.
- Movimiento de estrellas en nuestra galaxia.
- Para la búsqueda y descubrimiento de planetas extrasolares cercanos (Método de la velocidad radial).
- Para medir aproximadamente la distancia a galaxias lejanas (Cosmological Redshift): sin embargo en este caso debemos tener en cuenta que el enrojecimiento no se produce únicamente por el movimiento de la galaxia, sino que la propia expansión del Universo contribuye al mismo. Cuanto más lejana se encuentre la galaxia mayor es el efecto, de manera que podemos obtener valores que indiquen velocidades cercanas a la velocidad de la luz. Eso no quiere decir que la propia galaxia se mueva a esa velocidad, por supuesto.