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Parte de uma série sobre
Cosmologia física

Em termos muito simples, o desvio para o vermelho (também conhecido pelo termo em inglês redshift) é um fenômeno onde a radiação eletromagnética (como a luz) de um objeto, sofre um aumento no comprimento de onda, que é equivalente a uma diminuição na frequência da onda e na energia de fótons de acordo com, respectivamente, as teorias de luz e quantum de luz.

Na realidade, nem a luz emitida ou recebida é necessariamente vermelha; em vez disso, o termo refere-se a percepção humana do comprimento de onda mais longo como o vermelho que, na seção do espectro visível, está com os maiores comprimentos de onda.

Introdução editar

Um raio gama percebido como um raio-X, ou inicialmente uma luz visível percebida como ondas de rádio são exemplos do desvio para o vermelho. O oposto do desvio para o vermelho é o desvio para o azul, onde os comprimentos de onda diminuem e a energia aumenta. Entretanto, o termo "Desvio para o Vermelho" é mais comum e, às vezes, "Desvio para o Azul" é referido como um Desvio para o Vermelho negativo.

 
Linhas de absorção no espectro visível de um superaglomerado de galáxias distantes (à direita), em comparação com linhas de absorção no espectro visível do Sol (esquerda). Setas indicam desvio para o vermelho. O comprimento de onda aumenta em direção ao vermelho (a frequência diminui)

Há 3 principais causas do Desvio para o Vermelho na astrologia e cosmologia:

  1. Objetos se aproximam ou se afastam no espaço. Esse é um exemplo do Efeito Doppler.
  2. O próprio espaço se expande, fazendo com que os objetos se separem sem alterar suas posições no espaço. Isso é conhecido como Desvio para o Vermelho Cosmológico. Todas as fontes de luz suficientemente distantes (geralmente mais de alguns milhões de anos-luz de distância) mostram o desvio para o vermelho correspondente à taxa de aumento da sua distância da Terra, conhecido como Lei de Hubble.
  3. Desvio para o vermelho Gravitacional é um efeito relativístico observado devido a fortes campos gravitacionais, que distorcem o espaço-tempo e exercem uma força sobre a luz e outras partículas.

O conhecimento do Desvio para o Vermelho e para o Azul foi usado para o desenvolvimento de várias tecnologias terrestres, como o Radar Doppler e armas de radar[1]. Os desvios são também vistos em observações espectroscópicas de objetos astronômicos[2]. Seu valor é representado pela letra z.

Uma formula relativística especial do Desvio para o Vermelho (e sua aproximação clássica) pode ser usada para calcular o desvio para o vermelho de um objeto próximo quando o espaço-tempo é plano. Entretanto, em diversos contextos, como buracos negros e a cosmologia do Big Bang, o desvio para o vermelho deve ser calculado usando a relatividade geral.[3]

 
Desvio para o Vermelho e Desvio para o Azul

Existem outros processos físicos que podem levar a uma mudança na frequência da radiação eletromagnética, incluindo efeitos ópticos e de dispersão. No entanto, as mudanças resultantes são distinguíveis do verdadeiro desvio para o vermelho e, geralmente, não são referidas como tal. (veja a seção sobre física óptica e transferência radioativa).

História editar

Os primeiros estudos relacionados ao desvio para o vermelho tiveram início durante o século XIX, com o desenvolvimento das pesquisas relacionados as ondas mecânicas e aos fenômenos associados ao efeito Doppler. O efeito Doppler recebeu esse nome como referência a Christian Doppler após ele oferecer a primeira explicação física para o fenômeno em 1824[4]. Doppler previu corretamente que o fenômeno poderia ser aplicado para todos os tipos de onda, em particular, sugeriu que o motivo das diferentes cores das estrelas poderia ser atribuído ao fato delas se movimentarem em relação a Terra[5]. Entretanto, antes de se verificar esse fenômeno, foi constado que a principal causa das diferentes cores das estrelas era devido a sua temperatura, não ao seu movimento. Apenas mais tarde com as observações do desvio para o vermelho que o efeito Doppler foi associado a coloração das estrelas.

O primeiro caso de desvio Doppler para o vermelho foi descrito pelo físico francês Hippolyte Fizeau em 1848, o qual apontou que os desvios nas linhas espectrais visto nas estrelas ocorriam devido ao efeito Doppler. Em 1868, o astrônomo britânico William Huggins foi o primeiro a determinar a velocidade com o qual uma estrela se afasta da Terra por esse método[6].

Em 1871, o desvio óptico para o vermelho foi confirmado quando o fenômeno foi observado no espectro de Fraunhofer utilizando a rotação solar. Em 1887, Vogel e Scheiner descobriram o efeito Doppler anual, a mudança anual no desvio Doppler de estrelas localizadas perto da eclíptica devido à velocidade orbital da Terra[7]. Em 1901, Aristarkh Belopolsky verificou o desvio para o vermelho óptico em laboratório usando um sistema de espelhos rotativos[8].

Com o início das observações, em 1912, Vesto Slipher descobriu que a maioria das galáxias espirais, em sua maioria consideradas nebulosas espirais, tinham desvio para o vermelho consideráveis. Slipher primeiro relata sua medição no volume inaugural do Lowell Observatory Bulletin[9]. Três anos depois, ele escreveu uma análise no jornal Popular Astronomy[10]. Nele ele afirma que "a descoberta inicial de que a grande espiral de Andrômeda tinha a excepcional velocidade de -300 km(/s) mostrou que os meios disponíveis, eram capazes de investigar não apenas os espectros das espirais, mas também suas velocidades[11]. Slipher relatou a velocidade de 15 nebulosas espirais espalhadas por toda esfera celeste, todos, exceto três, tendo velocidades "positivas" (isto é, recessivas) observáveis. Posteriormente, Edwin Hubble descobriu uma relação aproximada entre os desvios para o vermelho de tais "nebulosas" e as distâncias para eles com a formulação de sua lei homônima de Hubble[12]. Estas observações confirmaram o trabalho de Alexander Friedmann em 1922, no qual ele derivou as equações de Friedmann-Lemaître[13]. Eles são hoje considerados fortes indícios da expansão métrica do espaço e da teoria do Big Bang[14].

Medida, Caracterização e Interpretação editar

 
Candidatos à Galáxia de Alto Desvio para o Vermelho no Campo Ultra Profundo de Hubble 2012[15].

O espectro da luz que vem de uma fonte única (veja a ilustração idealizada no canto superior direito) pode ser medido. Para determinar o desvio para o vermelho, busca-se por características do espectro como linhas de absorção, linhas de emissão, ou outras variações na intensidade da luz. Se encontrados, essas características podem ser comparadas com características conhecidas no espectro de vários compostos químicos localizados na Terra. Um elemento atômico muito comum no espaço é o hidrogênio. O espectro de luz originalmente sem traços que brilhou através do hidrogênio irá mostrar um espectro de assinatura específico para o hidrogênio que possui características em intervalos regulares. Se estiver restrita à linhas de absorção, será 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 é identificada em ambos espectros – mas com diferentes comprimentos de onda – então o desvio para o vermelho pode ser calculado usando a tabela abaixo. Determinando o desvio para o vermelho de um objeto dessa maneira requer uma faixa de frequência ou do comprimento de onda. A fim de calcular o desvio para o vermelho, é necessário conhecer o comprimento de onda de uma luz emitida no quadro de repouso da fonte. Em outras palavras, o comprimento de onda seria medido por um observador localizado adjacente a fonte. Já que em aplicações astronômicas essa medição não pode ser feita diretamente, porque exigiria viajar para a estrela distante de interesse, o método usando linhas espectrais descritas aqui é usado no lugar. Desvios para o vermelho não podem ser calculados observando características não identificadas cuja frequência de quadro de repouso é desconhecida, ou com um espectro que é sem recursos ou ruído branco (flutuações aleatórias em um espectro)[16].

Desvio para o vermelho (e para o azul) pode ser caracterizado pela diferença relativa entre comprimento de onda observados e emitidos (ou frequência) de um objeto. Na astronomia, costuma-se referir a essa mudança usando quantidade adimensional chamada z. Se λ representa comprimento de onda e ƒ representa a frequência (nota, λ ƒ = c, onde c é a velocidade da luz), então z é definido pelas equações[17]:

Cálculo do Desvio para o Vermelho, z
Baseado no Comprimento de Onda (λ) Baseado na Frequência (ƒ)
 
  
   

Depois que z é medido, a distinção entre o desvio para o vermelho e o desvio para o azul é simplesmente uma questão de se z é positivo ou negativo. Por exemplo, o desvio para o azul do Efeito Doppler (z < 0) está associado a objetos se aproximando do observador com a luz se deslocando para energias maiores. Por outro lado, o desvio para o vermelho do Efeito Doppler (z > 0) está associado com objetos se distanciando do observador com a luz se deslocando para baixas energias. Da mesma forma, o desvio gravitacional para o azul está associado à luz emitida por uma fonte que reside em um campo gravitacional mais fraco, como observado de dentro de um campo gravitacional mais forte, enquanto o desvio gravitacional para o vermelho implica as condições opostas.

Formulário para o Desvio para o Vermelho editar

Na relatividade geral, pode-se derivar várias fórmulas especiais para casos de desvio para o vermelho em certas geometrias espaciais, conforme resumido na tabela a seguir. Em todos os casos, a magnitude do deslocamento (o valor de z) é independente do comprimento de onda.[2]

Resumo do Desvio para o Vermelho
Tipo de Desvio Geometria Fórmula[18]
Doppler Relativista Espaço Minkowski (espaço-tempo plano) Para movimento completamente na direção radial ou linha de visão:

 


 para pequenos  


Para movimento completamente na direção transversal:


 

Desvio para o Vermelho Cosmológico Espaço-tempo FLRW (expansão do universo Big Bang)  


Desvio para o Vermelho Gravitacional Qualquer espaço-tempo estacionário (por exemplo a geometria de Schwarzschild)  


Para a geometria de Schwarzschild,


 

Efeito Doppler editar

Se uma fonte de luz estiver se afastando de um observador, então o desvio para o vermelho (z>0) ocorre; se a fonte mover em direção ao observador, então o desvio para o azul (z<0) ocorre. Isso é verdade para todas as ondas eletromagnéticas e é explicado pelo Efeito Doppler. Consequentemente, esse tipo de desvio para o vermelho é chamado de Desvio Doppler para o vermelho. Se a fonte se afasta do observador com uma velocidade V, a qual é muito menor que a velocidade da luz ( v << c ), o desvio para o vermelho é dado por:

 
Efeito Doppler, bola amarela ( 575nm comprimento de onda) aparece esverdeada (desvio para o azul para  565nm comprimento de onda) se aproximando do observador. Quando passa, fica laranja (desvio para o vermelho para  585nm), e retorna ao amarelo quando o movimento para. Para observar essa mudança de cor, o objeto teria que estar viajando a aproximadamente 5200 km/s, ou cerca de 75 vezes mais rápido do que o registro de velocidade para a sonda espacial mais rápida do homem.


  (desde  )


onde c é a velocidade da luz. No Efeito Doppler clássico, a frequência da fonte não é modificada, mas o movimento recessional causa a ilusão de uma frequência menor.

Um tratamento mais completo do Desvio Doppler para o vermelho requer considerar efeitos relativísticos associados ao movimento de fontes próximas à velocidade da luz. Uma derivação completa do efeito pode ser encontrada no artigo sobre o Efeito Doppler Relativista. Em resumo, objetos que se aproximam da velocidade da luz experimentarão desvios da fórmula acima, devido à dilatação do tempo da relatividade especial que pode ser corrigida pela introdução do Fator de Lorentz   na fórmula Doppler clássica como segue (para movimento somente na linha de visão):


. 


Esse fonomeno foi observado pela primeira vez em um experimento feito por Herbert E. Ives em 1938 e G.R. Stilwell, chamado de experimento de Ives-Stilwell.[19]

Como o Fator de Lorentz depende apenas da magnitude da velocidade, isso faz com que o desvio para o vermelho associado à correção relativística seja independente da orientação do movimento da fonte. Em contraste, a parte clássica da formula é dependente da projeção do movimento da fonte na linha de visão que produz resultados diferentes para diferentes orientações. Se θ é o angulo entre a direção do movimento relativo e a direção da emissão no quadro do observador [20]( ângulo zero esta diretamente longe do observador), a forma completa para o Efeito Doppler Relativístico se torna:

 


E para movimento somente na linha de visão (θ = 0°), essa equação reduz para:

 


Para o caso especial em que a luz está se movendo em ângulo reto (θ = 90°) para a direção do movimento relativo no quadro do observador[21], o desvio relativístico para o vermelho é conhecido como o desvio transversal para o vermelho, e um desvio:

 


é medido, mesmo que o objeto não esteja se afastando do observador. Mesmo quando a fonte está se movendo em direção ao observador, se houver  um componente transversal ao movimento,  então há alguma velocidade na qual a dilatação apenas cancela o desvio para o azul esperado e, em velocidade mais alta, a fonte que se aproxima será desviada para o vermelho[22].

Expansão do Espaço editar

No início do século 20, Slipher, Hubble e outros fizeram a primeira medição do desvio para o vermelho e do desvio para o azul das galáxias que estavam além da Via Láctea. Inicialmente eles interpretaram esses desvios como resultado de movimentos aleatórios, mas depois Hubble descobriu uma correlação grosseira entre o desvio para o vermelho e o aumento da distância das galáxias. Os teóricos perceberam quase imediatamente que essas observações poderiam ser explicadas por um mecanismo para produzir desvio para o vermelho visto em certas soluções cosmológicas para as equações de relatividade geral de Einstein. A lei de Hubble da correlação entre desvio para o vermelho e distâncias é necessária para todos esses modelos que possuem uma expansão métrica do espaço[14]. Como resultado, o comprimento de onda dos fótons que se propagam pelo espaço em expansão é esticado, criando o desvio para o vermelho cosmológico.

           Há uma distinção entre um desvio para o vermelho no contexto cosmológico em comparação àquele testemunhado quando objetos próximos exibem um desvio para o vermelho local do efeito Doppler. Em vez de desvio para o vermelho cosmológicos sendo uma consequência das velocidades relativas que estão sujeitos às leis da relatividade especial (e, portanto, sujeitos à regra de que não há dois objetos que separados localmente tenham velocidades relativas, um em relação ao outro, mais rápido que a velocidade da luz), em vez disso, os fótons aumentam em comprimento de onda e redshift por causa de uma característica global da métrica do espaço-tempo através da qual eles estão viajando. Uma interpretação desse efeito é a ideia de que o próprio espaço está se expandindo.[23] Devido à expansão aumentando à medida que as distâncias aumentam, a distância entre duas galáxias remotas pode aumentar em mais de 3 × 10^8 m / s, mas isso não implica que as galáxias se movam mais rápido que a velocidade da luz na sua localização atual (o que é proibido por covariância de Lorentz).

Observações na Astronomia editar

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 varias linhas de absorção e emissão de um único objeto astronômico é medido, z é encontrado para ser notavelmente constante. Embora objetos distantes possam ser ligeiramente borrados e linhas ampliadas, não é mais do que pode ser explicado pelo movimento térmico ou mecânico da fonte. Por essas e outras razoes, o consenso entre os astrônomos é que os desvios para o vermelho observados são devidos a alguma combinação das 3 formas estabelecidas de desvios para o vermelho tipo Doppler. Hipóteses alternativas e explicações para o desvio para o vermelho, como a luz cansada, geralmente não são consideradas plausíveis.[24]

A espectroscopia, como medida, é consideravelmente mais difícil que a fotometria simples, que mede o brilho de objetos astronômicos através de certos filtros.[25] Quando os dados fotométricos são tudo o que está disponível (por exemplo, o Campo Profundo do Hubble e o Campo Ultra Profundo), os astrônomos contam com uma técnica para medir desvios para o vermelho fotométricos.[26] Devido à amplas faixas de comprimento de onda nos filtros fotométricos e as suposições necessárias sobre a natureza do espectro na fonte de luz, os erros para esses tipos de medidas podem variar até , e são muito menos confiáveis do que determinações espectroscópicas.[27] No entanto, a fotometria permite pelo menos uma caracterização qualitativa de um desvio para o vermelho. Por exemplo, se um espectro parecido com o sol tem um desvio para o vermelho de z = 1, seria mais brilhante no infravermelho do que na cor verde-amarelada associada ao pico do seu espectro de corpo negro, e a intensidade da luz seria reduzida 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).[28]

Observações Locais editar

Em objetos próximos (dentro de nossa galáxia Via Láctea), os desvios para o vermelho observados estão quase sempre relacionados às velocidades de linha de visão associadas aos objetos que estão sendo observados. Observações de tais tipos de desvio para o vermelho e azul permitiram os astrônomos medirem velocidades e determinarem as massas das estrelas orbitais em binárias espectroscópicas, método empregado pela primeira vez em 1868 pelo astrônomo britânico William Huggins[6].  

Da mesma forma, pequenos desvios para o vermelho e azul, detectados nas medidas espectroscópicas de estrelas individuais, são uma maneira de os astrônomos terem sido capazes de diagnosticar e medir a presença e as características de sistemas planetários em torno de outras estrelas e até mesmo terem feito medições diferenciais muito detalhadas de desvio para o vermelho durante o trânsito astronômico para determinar parâmetros orbitais precisos[29].

Medidas finamente detalhadas de desvio para o vermelho foram usadas na heliosismologia para determinar precisamente o movimento da fotosfera do sol[30].

Desvios para o vermelho também foram usados para fazer as primeiras medições das taxas de rotação dos planetas[31], velocidades das nuvens interestrelares,[32] rotações das galáxias,[2] da dinâmica de acreção em estrelas de nêutrons e buracos negros que exibem desvio para o vermelho Doppler e gravitacional.[33] Além disso, as temperaturas de vários objetos emissores e receptores, podem ser obtidas medindo o alargamento Doppler.

Ao medir o alargamento e a mudança da linha de hidrogênio de 21-centímetros em direções diferentes, os astrônomos foram capazes de medir as velocidades recessivas do gás interestelar, que por sua vez revela a curva de rotação de nossa Via Láctea.[2] Medições similares foram realizadas em outras galáxias, como o Andrômeda.[2] Como ferramenta de diagnóstico, as medições do desvio para o vermelho são uma das medições espectroscópicas mais importantes feitas na astronomia.

Observações Fora da Galáxia editar

Os objetos mais distantes exibem desvios para o vermelho correspondentes ao fluxo de Hubble do Universo. O maior desvio para o vermelho observado, correspondendo à maior distancia e mais distante no tempo, é o da radiação cósmica de fundo em micro-ondas; o valor numérico para seu desvio para o vermelho é cerca de z = 1089 (z = 0 corresponde ao tempo presente), e isso mostra o estado do Universo cerca de 13,8 bilhões de anos atrás,[34] e 379.000 anos após os momentos iniciais do Big Bang.[35]

Os núcleos luminosos, semelhantes a pontos, dos quasares foram os primeiros objetos de  “alto desvio para o vermelho” (z > 0,1) descobertos antes que a melhora dos telescópios permitisse a descoberta de outras galáxias de alto desvio para o vermelho.

Para galaxias mais distantes do que o Grupo Local e o aglomerado vizinho de Virgem, mas dentro de mil megaparsecs, o desvio para o vermelho é aproximadamente proporcional à distancia da galaxia. Essa correlação foi observada pela primeira vez por Edwin Hubble e passou a ser conhecida como a Lei de Hubble. Vesto Slipher foi o primeiro a descobrir o desvio para o vermelho galácticos, por volta do ano de 1912, enquanto Hubble correlacionou as medidas de Slipher com as distancias medidas por outros métodos para formular sua Lei. No amplamente aceito modelo cosmológico baseado na Relatividade Geral, o desvio para o vermelho é o principal resultado da expansão do espaço: isso significa que quanto mais distante uma galaxia estiver de nós, mais o espaço expandiu no tempo desde que a luz deixou a galáxia. Assim, quanto mais a luz for esticada, mais desviada para o vermelho a luz será, e assim mais rápido parece estar se afastando de nós. A Lei de Hubble segue em parte do Princípio Copernicano.[36] Como normalmente não se sabe como os objetos luminosos são, medir o desvio para o vermelho é mais fácil que medir distancias diretas, assim o desvio às vezes é, na prática, convertido em uma medida de distância bruta usando a Lei de Hubble. 

Interações gravitacionais de galáxias entre si e aglomerados causam uma dispersão significativa na parcela normal do diagrama de Hubble. As velocidades peculiares associadas às galaxias sobrepõem um traço áspero da massa dos objetos virializados no Universo. Esse componente extras da aos comólogos uma chance de medir as massas dos objetos independente da relação massa/luz (a relação entra a massa de uma galaxia nas massas solares e seu brilho nas luminosidades solares), uma ferramenta importante para medir matéria escura.[37]

A relação linear da Lei de Hubble entre a distancia e o desvio para o vermelho assume que a taxa de expansão do Universo é constante. Entretanto, quando o Universo era bem mais jovem, a taxa de expansão e, portanto, a “constante” de Hubble era maior do que é hoje. Para galaxias mais distantes, então, cuja luz teria viajado para nós por muito mais tempo, a aproximação da taxa de expansão constante falha, e a Lei de Hubble se torna uma relação integral não-linear e dependente da história da taxa de expansão desde a emissão da luz da galaxia em questão. Observações da relação desvio-distância podem ser usada, então, para determinar a história da expansão do Universo e, portanto, o conteúdo de matéria e energia.

Enquanto se acreditava que a taxa de expansão tem diminuído continuamente desde o Big Bang, observações recentes da relação desvio-distância usando supernovas do tipo IA sugeriram que, em épocas comparativamente recentes, a taxa de expansão do Universo começou a acelerar.

Maiores Desvios para o Vermelho editar

 
Gráfico de distância (em giga anos-luz) vs. redshift de acordo com o modelo Lambda-CDM. dH (em preto sólido) é a distância comóvel da Terra até o local com o desvio para o vermelho de Hubble z enquanto ctLB (em vermelho com pontos) é a velocidade da luz multiplicada pelo tempo de lookback até o desvio para o vermelho de Hubble z. A distância comóvel é a distância física entre o espaço e a localização distante, aderindo ao tamanho do universo observável em cerca de 47 bilhões de anos-luz. O tempo de lookback é a distância percorrida por um fóton desde o momento em que foi emitido até o momento dividido pela velocidade da luz, com uma distância máxima de 13,8 bilhões de anos-luz correspondente à idade do universo.

Atualmente, os objetos com maiores desvios para o vermelho conhecido são as galáxias e objetos que produzem rajadas de raios gama. Os desvios para o vermelho mais confiáveis são de dados espectroscópicos, e o maior desvio para o vermelho espectroscópico confirmado de uma galáxia é o GN-z11,[38] com um desvio para o vermelho de z = 11.1, correspondendo a 400 milhões de anos depois do Big Bang. O recorde anterior foi realizado por UDFy-38135539[39] com um desvio para o vermelho de z = 8.6, correspondendo a 600 milhões de anos depois do Big Bang.

Um pouco menos confiável são os desvios para o vermelho de Lyman, dos quais o mais alto é a galáxia A1689-zD1 com um desvio para o vermelho de z = 7.5[40] [41]e o próximo mais alto com z = 7.0.[42]

A mais distante rajada de raios gama observada com uma medição espectroscópica do desvio para o vermelho foi GRB 090423, que tinha um desvio para o vermelho de z = 8.2.[43] O quasar mais distante conhecido, ULAS J1342+0928, está com z = 7.54.[44] [45]A galáxia com maior desvio para o vermelho radio conhecido (TN J0924-2201) possui z = 5.2[46] e o maior desvio para o vermelho de material molecular conhecido é a detecção da emissão de moléculas de CO do quasar SDSS J1148+5251 com z = 6.42.[47]

Objetos extremamente vermelhos (extremely red objects - EROs) são fontes astronômicas de radiação que irradia energia na faixa do vermelho e infravermelho próxima do espectro eletromagnético. Estas podem ser galáxias estelares que têm um alto desvio para o vermelho acompanhado por vermelhidão da poeira presente no interior das galáxias, ou podem ser galáxias elípticas altamente deslocadas para o vermelho com uma população estelar mais antiga (e, portanto, mais vermelha).[48] Objetos que são ainda mais vermelhos que EROs são denominados hyper extremely red objects (HEROs).[49]

A radiação cósmica de fundo em micro-ondas tem um desvio para o vermelho de z = 1089, correspondendo a uma idade de aproximadamente 379.000 anos após o Big Bang e a uma distância comóvel de mais de 46 bilhões de anos-luz.[50] A primeira luz ainda a ser observada das estrelas mais antigas da População III, não muito tempo depois que os átomos se formaram e a CMB deixou de ser absorvida quase completamente, pode ter desvios para o vermelho na faixa de 20 <z <100.[51] Outros eventos de altos desvios para o vermelho previstos pela física, mas não observáveis ​​no momento, são neutrinos cósmicos de fundo com cerca de dois segundos após o Big Bang (e um desvio para o vermelho em excesso de z>10^10)[52] e a onda gravitacional cósmica de fundo emitido diretamente da inflação cósmica com um desvio para o vermelho acima de z> 10^25.[53]

Em junho de 2015, astrônomos relataram evidências de estrelas da População III na galáxia Cosmos Redshift 7 com z = 6,60. É provável que tais estrelas tenham existido no universo primitivo (isto é, em alto desvio para o vermelho), e possam ter iniciado a produção de elementos químicos mais pesados ​​que o hidrogênio que são necessários para a posterior formação de planetas e para a vida como a conhecemos.[54][55]

Pesquisas do Desvio para o Vermelho editar

Com o advento de telescópios automatizados e melhorias em espectroscópios, uma série de colaborações foram feitas para mapear o Universo no espaço do desvio para o vermelho. Combinando o desvio para o vermelho com dados de posição angular, uma pesquisa do desvio mapeia a distribuição 3D da matéria dentro de um campo do céu. Essas observações são usadas para medir propriedades da estruturas em larga escala do Universo. A Grande Muralha, um vasto superaglomerado de galaxias com mais de 500 milhões de anos-luz de largura, fornece um exemplo dramático de uma estrutura de larga escala que as pesquisas do desvio para o vermelho podem detectar.[56]

 
Renderização dos dados 2dFGRS

A primeira pesquisa de desvio para o vermelho foi  do CfA Redshift Survey, iniciada em 1977, com a coleta de dados inicial concluída em 1982.[57] Mais recentemente, o 2dF Galaxy Redshift Survey determinou a estrutura em larga escala de uma seção do universo, medindo desvios para o vermelho para mais de 220.000 galaxias; a coleta de dados foi concluída em 2002, e o conjunto de dados final foi divulgado dia 30 de junho de 2003.[58] A SDSS (Sloan Digital Sky Survey), está em andamento desde 2013 e tem como objetivo medir o desvio para o vermlho de cerca de 3 milhões de objetos.[59] SDSS registrou desvios para galaxias de até 0,8, e esteve envolvida na detecção de quasares além de z = 6. O DEEP2 Redshift Survey usa os telescópios Keck com o novo espectrógrafo “DEIMOS”; um acompanhamento do programa piloto DEEP1, DEEP2 é projetado para medir galáxias fracas com redshiftis de 0,7 e acima, e, portanto, é planejado para fornecer um alto complemento de desvios para SDSS e 2dF.[60]

Referências editar

  1. ↑ Veja Feynman, Leighton e Sands (1989) ou outro livro didático introdutório de graduação de Física. Veja Taylor (1992) para uma discussão relativista.
  2. ↑ a b c d e Veja Binney e Merrifeld (1998), Carroll e Ostlie (1996), Kutner (2003) para aplicações em astronomia.
  3. ↑ Veja Misner, Thorne e Wheeler (1973) e Weinberg (1971) ou qualquer um dos livros didáticos de cosmologia física.
  4. ↑ Doppler, Christian (1846). Beitrage zur fixsternenkunde. Berlin :: Prague: G. Haase Sohne 
  5. ↑ O'Connor, John J., Robertson, Edmund F. (1998). MacTutor History of Mathematics archive. University of St Andrews: [s.n.] 
  6. ↑ a b Huggins, William (1868). «XXI. Further observations on the spectra of some the stars and nebulæ, with an attempt to determine therefrom whether these bodies are moving towards or from the earth, also observations on the spectra of the sun and of comet II., 1868». Philosophical Transactions of the Royal Society of London (em inglês). 158: 529–564. Bibcode:1868RSPT..158..529H. ISSN 0261-0523. doi:10.1098/rstl.1868.0022 
  7. ↑ Pannekoek, Anton, 1873-1960. (1961). A history of astronomy. New York: Dover Publications. ISBN 0486659941. OCLC 19625708 
  8. ↑ Bélopolsky, A. (1901). «On an Apparatus for the Laboratory Demonstration of the Doppler-Fizeau Principle». The Astrophysical Journal (em inglês). 13. 15 páginas. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/140786 
  9. ↑ Slipher, Vesto (1912). «The radial velocity of Andromeda Nebula». Lowell Observatory Bulletin. Bibcode:1913LowOB...2...56S 
  10. ↑ Slipher, Vesto (1915). «Spectrographic Observations Of Nebulae». Popular Astronomy Vol. 23, p. 21-24. Bibcode:1915PA.....23...21S 
  11. ↑ Slipher, Vesto (1915). «Spectrographic Observations of Nebulae». Popular Astronomy Vol. 23, p. 22. Bibcode:1915PA.....23...21S 
  12. ↑ Hubble, Edwin (1929). «A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae». Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. Vol.15, p. 168-173. Bibcode:1929PNAS...15..168H 
  13. ↑ Friedman, A. (1999). «On the Curvature of Space» [Tradução para o Ingles]. General Relativity and Gravitation. 31 (12): 1991–2000. Bibcode:1999GReGr..31.1991F. ISSN 0001-7701. doi:10.1023/a:1026751225741 
  14. ↑ a b Eddington, Arthur (1933). The Expanding Universe: Astronomy's 'Great Debate'. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 9780511564208 
  15. ↑ «Hubble census finds galaxies at redshifts 9 to 12». ESA/Hubble Press Release. 2012 
  16. ↑ Veja, por exemplo, esse comunicado de imprensa de 25 de Maio de 2004 do telescópio espacial Swift da NASA que está pesquisando rajadas de raios gama: "Medições dos espectros de raios gama obtidos durante a principal explosão do GRB encontraram pouco valor como indicadores redshift, devido a falta de características bem definidas. No entanto, observações ópticas de pós-incandescência GRB produziram espectros com linhas identificáveis, levando a medições precisas de redshift."
  17. ↑ Veja [1] para um tutorial sobre como definir e interpretar grandes medidas de desvios para o vermelho..
  18. ↑ Onde z = desvio para o vermelho;  = velocidade paralela à linha de visão (positiva se estiver afastando do receptor); c = velocidade da luz;   = Fator de Lorentz; a = fator de escala; G = constante gravitacional; M = massa do objeto; r = coordenada de Schwarzschild radial;  = t,t componentes do tensor métrico.
  19. ↑ Ives, Herbert E.; Stilwell, G. R. (1 de julho de 1938). «An Experimental Study of the Rate of a Moving Atomic Clock». Journal of the Optical Society of America (em inglês). 28 (7). 215 páginas. ISSN 0030-3941. doi:10.1364/JOSA.28.000215 
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  22. ↑ Veja "Fótons, Relatividade e Desvio Doppler 2006-08-27 no Wayback Machine" na University of Queensland
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  24. ↑ Quando desvios para o vermelho cosmológico foram descobertos pela primeira vez, Fritz Zwicky propôs um efeito conhecido como luz cansada. Embora geralmente considerado para interesses históricos, às vezes é, juntamente com sugestões intrísecas do desvio para o vermelho, utilizadas por cosmologias não padronizadas. Em 1981, H.J. Reboul resumiu muitos mecanismos alternativos de redshift que foram discutidos na literatura desde a década de 1930. Em 2001, Geoffrey Burbidge observou em uma revisão que a comunidade astronômica mais ampla marginalizou tais discussões desde os anos 60. Burbidge e Halton Arp, ao investigarem o mistério da natureza dos quasares, tentaram desenvolver mecanismos alternativos do desvio para o vermelho, e muito poucos de seus colegas cientistas reconheceram e muito menos aceitaram seu trabalho. Além disso, Goldhaber et al. 2001; "Parametrização do alongamento da escala temporal das curvas de luz da banda B de supernova tipo Ia", ApJ 558: 359-386, 2001 1 de setembro apontou que as teorias alternativas são incapazes de explicar o alongamento da escala de tempo observado nas supernovas do tipo Ia.
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  31. ↑ Em 1871 Hermann Carl Vogel mediu a taxa de rotação de Venus. Vesto Slipher estava trabalhando em tais medições quando ele voltou sua atenção para as nebulosas espirais.
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  35. ↑ Uma medição precisa do fundo de microondas cósmica foi realizada pelo experimento COBE. A temperatura final publicada de 2,73K foi relatada neste trabalho: Fixsen, D. J.; Cheng, E. S.; Cottingham, D. A.; Eplee, R. E., Jr.; Isaacman, R. B.; Mather, J. C.; Meyer, S. S.; Noerdlinger, P. D.; Shafer, R. A.; Weiss, R.; Wright, E. L.; Bennett, C. L.; Boggess, N. W.; Kelsall, T.; Moseley, S. H.; Silverberg, R. F.; Smoot, G. F.; Wilkinson, D. T.. (1994). "Cosmic microwave background dipole spectrum measured by the COBE FIRAS instrument", Astrophysical Journal, 420,445. A medida mais precisa a partir de 2006 foi obtida pelo experimento WMAP.
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