thumb|200px|Liniile de absorbţie din spectrul optic al unui supercluster de galaxii îndepărtate (dreapta), prin comparație cu liniile de absorbție din spectrul optic al Soarelui (stânga). Săgețile indică deplasarea spre roșu. Lungimea de undă crește în sus, spre roșu și dincolo de acesta (frecvența scade). thumb|200px|Deplasarea spre roşu şi deplasarea spre albastru
În fizică și astronomie, deplasarea spre roșu are loc când lungimea de undă a radiației electromagnetice - de regulă lumina vizibilă - emise sau reflectate de un obiect este deplasată spre domeniul de energie mică (roșu) al spectrului electromagnetic din cauza efectului Doppler sau a altor efecte gravitaționale. În general, deplasarea spre roșu se definește ca fiind o creștere a lungimii de undă a radiației electromagnetice receptată de un detector în comparație cu lungimea de undă emisă de sursă. Această creștere a lungimii de undă corespunde unei scăderi a frecvenței radiației electromagnetice.
Orice creștere a lungimii de undă se numește „deplasare spre roșu”, chiar dacă are loc în spectrul invizibil al radiațiilor electromagnetice, cum ar fi radiații gamma, radiații X și ultraviolete. Această denumire poate fi derutantă deoarece, pentru lungimi de undă mai mari decât ale luminii roșii (de exemplu, infraroșii, microunde și unde radio), deplasarea spre roșu duce radiația în direcția opusă față de lumina roșie.
O deplasare spre roșu observată și datorată efectului Doppler are loc atunci când sursa de lumină se îndepărtează de observator, analog deplasării Doppler care modifică frecvența percepută a undelor sonore emise de sursele ce se îndepărtează de observator. Deși observarea acestor deplasări spre roșu are multe aplicații terestre (de exemplu, radarul Doppler și radarele auto),Vezi Feynman, Leighton și Sands (1989) sau orice alt manual de fizică de liceu sau de primii ani de facultate. Vezi Taylor (1992) pentru o discuție relativistă. deplasările Doppler spre roșu sunt utilizate în special în astrofizica spectroscopică pentru a determina mișcarea relativă față de Pământ a obiectelor astronomice îndepărtate.Vezi Binney și Merrifeld (1998), Carroll și Ostlie (1996), Kutner (2003) pentru aplicații în astronomie.
O formulă a deplasării spre roșu relativistă (și aproximarea sa newtoniană) se utilizează atunci când spațiul-timp este izotrop. Atunci când devin importante efectele gravitaționale, deplasarea spre roșu trebuie calculată folosind teoria relativității generaleN.I. Ionescu- Pallas, Relativitate generala și cosmologie, București,Editura științifică și enciclopedică, 1980. Două formule importante pentru cazuri speciale sunt așa-numita formulă a deplasării spre roșu gravitaționale, care se aplică oricărui câmp gravitațional staționar (adică invariant în timp), și formula deplasării spre roșu cosmologice care se aplică universului în expansiune din cosmologia Big Bang.Vezi Misner, Thorne și Wheeler (1973) și Weinberg (1971) sau orice manual de cosmologie fizică
Deplasările spre roșu relativiste, gravitaționale și cosmologice pot fi înțelese din perspectiva legilor transformării sistemelor de referință. Există și alte procese fizice ce pot conduce la modificarea frecvenței radiației electromagnetice și care nu sunt în general denumite „deplasări spre roșu”, printre care împrăștierea radiațiilor și efectele optice cum sunt refracția și aberația cromatică.
Istorie
Istoria subiectului a început cu dezvoltarea în secolul al XIX-lea a mecanicii undelor și cu explorarea diverselor fenomene asociate cu efectul Doppler. Acest efect poartă numele lui Christian Andreas Doppler, care a oferit prima explicație fizică cunoscută a fenomenului în 1842.Doppler, Christian, (1846), Prag, Druck von G. Haase sohne Ipoteza a fost verificată și confirmată pentru undele sonore de către omul de știință olandez Christoph Hendrik Diederik Buys Ballot în 1845.Dev Maulik, "Doppler Sonography: A Brief History" în Doppler Ultrasound in Obstetrics And Gynecology (2005) de Dev (EDT) Maulik, Ivica Zalud Doppler a prezis corect că fenomenul trebuie să se aplice tuturor undelor, și în particular a sugerat că variația culorilor stelelor ar putea fi atribuită mișcării lor în raport cu Pământul. Deși această presupunere s-a dovedit incorectă (culorile stelelor sunt dependente de temperatura de la suprafața acestora, și nu de mișcarea lor), s-a dovedit ulterior că există și un astfel de efect.
Prima deplasare spre roșu Doppler a fost descrisă în 1848 de fizicianul francez Armand-Hippolyte-Louis Fizeau, care a arătat că deplasarea liniilor spectrale observabilă la stele se datorează efectului Doppler. În 1868, astronomul britanic William Huggins a fost primul care a calculat prin această metodă viteza cu care o stea se îndepărtează de Pământ.William Huggins, "Further Observations on the Spectra of Some of the Stars and Nebulae, 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, Volumul 158, pp. 529–564
În 1871, a fost confirmată deplasarea optică spre roșu când fenomenul a fost observat la liniile Fraunhofer pentru rotația solară, constatându-se deplasarea spre roșu ale acestora cu aproximativ .Reber, G., "Intergalactic Plasma"(1995) Astrophysics and Space Science, v. 227, p. 93–96. În 1901 Aristarh Belopolski a verificat deplasarea optică spre roșu în laborator cu ajutorul unui sistem de oglinzi rotative.Bélopolsky, A., "On an Apparatus for the Laboratory Demonstration of the Doppler-Fizeau Principle" (1901) Astrophysical Journal, vol. 13, p.15
Prima apariție a termenului „deplasare spre roșu” a fost în 1908, când astronomul american Walter S. Adams menționa „Două metode de cercetare a acelei naturi a deplasării spre roșu nebulare”.Adams, Walter S., "No. 22. Preliminary catalogue of lines affected in sun-spots" (1908) Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington, vol. 22, pp.1–21
Începând cu observațiile din 1912, Vesto Slipher a descoperit că majoritatea nebuloaselor spirale prezentau deplasări spre roșu considerabile.Slipher prezintă pentru prima oară măsurătorile sale în volumul inaugural al Buletinului Observatorului Lowell, pp.2.56-2.57 . În articolul său intitulat The radial velocity of the Andromeda Nebula, el afirmă că a făcut prima măsurătoare Doppler la 17 septembrie 1912. Slipher scria: „Mărimea acestei viteze, care este cea mai mare observată până acum, ridică întrebarea dacă deplasarea aceasta nu este cauzată de altceva, dar eu cred că deocamdată nu avem alte interpretări pentru ea.” După trei ani, în revista Popular Astronomy, Vol. 23, p. 21–24 , Slipher a scris un articol intitulat Spectrographic Observations of Nebulae (Observații spectrografice asupra nebuloaselor). El afirma acolo: „Descoperirea anterioară a faptului că marea spirală Andromeda are o viteză excepțională - 300 km(/s) a arătat metodele disponibile atunci, capabile de a cerceta nu doar spectrele spiralelor, ci și vitezele.” Slipher a prezentat vitezele a 15 nebuloase spirale de pe cer, toate în afară de trei având viteze „pozitive”. Ulterior, Edwin Hubble a descoperit o relație aproximativă între deplasarea spre roșu a unor astfel de „nebuloase” (despre care nu se știa încă faptul că sunt de fapt galaxii) și distanța până la ele cu formularea legii care îi poartă numele.Hubble, Edwin, "A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae" (1929) Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America, Volume 15, Issue 3, pp. 168–173 (Full article , PDF) Aceste observații, coroborate cu lucrările lui Alexander Friedman din 1922 în care a calculat celebrele sale ecuații,Friedman, A: Über die Krümmung des Raumes, Z. Phys. 10 (1922), 377–386. (English translation in: Gen. Rel. Grav. 31 (1999), 1991–2000.) sunt astăzi considerate dovezi puternice ale expansiunii universului și ale teoriei Big Bang.Aceasta a fost recunoscută de la început de fizicieni și astronomi care efectuau cercetări în domeniul cosmologiei în anii 1930. Prima publicație pentru publicul larg în care s-a descris această corespondență în detaliu a fost cartea lui Sir Arthur Eddington The Expanding Universe: Astronomy's 'Great Debate', 1900–1931, publicată la Press Syndicate of the University of Cambridge în 1933.
Măsurare și interpretare Spectrul luminii care provine dintr-o singură sursă se poate măsura. Pentru a determina deplasarea spre roșu, se identifică în spectru caracteristici cum ar fi liniile spectrale, linii de emisie, sau de absorbție sau alte variații remarcabile ale intensității luminii. Dacă acestea sunt găsite, ele se pot compara cu caracteristicile similare din spectrul de emisie sau absorbție ai diferiților compuși chimici detectabili și măsurabili în experimente de laborator. Un element atomic foarte frecvent întâlnit în spațiu este hidrogenul. Spectrul luminii inițial lipsită de caracteristici și trecută prin hidrogen prezintă un spectru specific acestui element cu caracteristici la intervale regulate. Dacă observația se limitează la liniile de absorbție, rezultatul ar fi similar cu ilustrația din dreapta-sus. Dacă se observă aceeași structură de intervale dintre liniile spectrale dar cu un decalaj constant al lungimilor de undă într-un spectru observat la o sursă îndepărtată, atunci acel spectru se poate identifica tot cu al hidrogenului. Dacă se identifică aceeași linie spectrală în ambele spectre dar la lungimi de undă diferite, atunci se poate calcula deplasarea spre roșu cu formulele din tabelul de mai jos. Determinarea deplasării spre roșu a unui obiect în acest fel necesită o gamă de frecvențe sau de lungimi de undă. Pentru a calcula deplasarea spre roșu pentru un spectru fără caracteristici identificabili, trebuie să se cunoască lungimea de undă a luminii emise în sistemul de referință în care sursa este în repaus, cu alte cuvinte, lungimea de undă ce ar fi măsurată de un observator aflat în mișcare solidar cu sursa (într-un sistem de referință propriu). Cum în aplicațiile astronomice, această măsurătoare nu se poate efectua direct, se folosește în schimb metoda cu linii spectrale descrisă aici. Deplasările spre roșu nu se pot calcula pentru caracteristicile neidentificate ale căror frecvență în sistemul de referință propriu nu se cunoaște, sau cu un spectru lipsit de caracteristici sau cu zgomot alb (fluctuații aleatoare într-un spectru).Vedeți, de exemplu, acest comunicat de presă din 25 mai 2004 de la telescopul spațial Swift al NASA care cerceta exploziile de radiații gamma: „Măsurătorile spectrelor de radiații gamma obținute în timpul principalei explozii s-au dovedit de prea puțină utilizate ca indicatori ai deplasării spre roșu, din cauza lipsei de caracteristici bine definite. Cu toate acestea, observațiile optice ale strălucirilor de după exploziile de radiații gama au produs spectre cu linii identificabile, ceea ce au dus la măsurători precise ale deplasării spre roșu.”
Deplasarea spre roșu (și cea spre albastru) pot fi caracterizate prin diferența relativă dintre lungimile de undă (sau frecvențele) emise și cele observate ale unui obiect. În astronomie, se obișnuiește ca această cantitate adimensională să fie denumită z. Dacă λ reprezintă lungimea de undă, și f reprezintă frecvența (atenție, λf = c unde c este viteza luminii), atunci z se definește prin ecuațiile:
Calculul deplasării spre roșu, Pe baza lungimii de undă Pe baza frecvenței