El desplazamiento al rojo es una forma que utilizan los astrónomos para saber la distancia de cualquier objeto que esté muy lejos en el Universo. El desplazamiento al rojo es un ejemplo del efecto Doppler.

La forma más fácil de experimentar el efecto Doppler es escuchar un tren en movimiento. Cuando el tren se acerca a una persona, el sonido que emite al acercarse a ella parece tener un tono más alto, ya que la frecuencia del sonido se aprieta un poco. A medida que el tren se aleja, el sonido se alarga y suena con un tono más bajo. Lo mismo ocurre con la luz cuando un objeto que emite luz se mueve muy rápido. Un objeto, como una estrella o una galaxia que está lejos y se mueve hacia nosotros, se verá más azul de lo normal. Esto se llama desplazamiento azul. Una estrella o galaxia que se aleja de nosotros se verá más roja de lo que se vería si la fuente no se moviera en nuestro marco de referencia. De ahí viene el nombre de desplazamiento al rojo, ya que los colores se desplazan hacia el extremo rojo del espectro.

La razón por la que los astrónomos pueden saber la distancia a la que se desplaza la luz es porque los elementos químicos, como el hidrógeno y el oxígeno, tienen huellas dactilares de luz únicas que no tiene ningún otro elemento. Los astrónomos utilizan la espectroscopia para analizar la luz de un objeto (galaxia o estrella). Una vez que lo saben, comprueban la diferencia entre el lugar donde se encuentran las líneasespectrales en comparación con el lugar donde se encuentran normalmente. A partir de ahí, pueden saber si se acerca o se aleja de nosotros, y también a qué velocidad va. Cuanto más rápido vaya, más lejos estarán las líneas espectrales de su posición normal en el espectro.

¿Qué es exactamente el desplazamiento al rojo?

El desplazamiento al rojo (redshift, z) mide cuánto se ha alargado la longitud de onda de la luz emitida por un objeto respecto a la longitud de onda que tendría si la fuente estuviera en reposo respecto al observador. Se define mediante la relación:

z = (λ_observada − λ_emitida) / λ_emitida

Si z > 0 hablamos de desplazamiento al rojo (las longitudes de onda se han alargado) y si z < 0 hablamos de desplazamiento azul (se han acortado). Para desplazamientos pequeños (z ≪ 1) la velocidad radial aproximada de recesión se puede estimar por v ≈ c · z, donde c es la velocidad de la luz.

Cómo se mide en la práctica

  • Observación del espectro: Un telescopio recoge la luz del objeto y un espectrógrafo la separa en su espectro para identificar líneas espectrales.
  • Identificación de líneas: Se comparan las posiciones de las líneas con las longitudes de onda conocidas de los elementos químicos (por ejemplo, líneas del hidrógeno). Estas líneas actúan como "huellas dactilares".
  • Cálculo de z: Se mide cuánto han sido desplazadas esas líneas y se aplica la fórmula z = (λ_obs − λ_rest)/λ_rest.
  • Conversión a velocidad o distancia: Para z pequeños se usa v ≈ c z; para z grandes se emplean modelos cosmológicos y la relación con el factor de escala (1 + z = 1/a) y la ley de Hubble para estimar distancias.

Tipos de desplazamiento al rojo

  • Doppler (cinemático): Debida al movimiento relativo entre la fuente y el observador, análoga al ejemplo del tren.
  • Cosmológico: Asociado a la expansión del espacio. La luz se estira mientras viaja por un Universo en expansión; es el tipo que domina cuando observamos galaxias lejanas y el corrimiento de Hubble.
  • Gravitacional: Predicho por la relatividad general; la luz que escapa de un campo gravitatorio intenso pierde energía y aparece desplazada hacia el rojo.

Aplicaciones y ejemplos

  • Medir la velocidad de recesión de galaxias y construir mapas tridimensionales del Universo.
  • Determinar la edad y la evolución del Universo mediante la observación de objetos a distintos z (cuanto mayor z, más lejos en el pasado miramos).
  • Identificar objetos muy lejanos como cuásares y galaxias de alto desplazamiento al rojo (z > 6) que nos informan sobre la época de reionización.
  • Confirmar la ley de Hubble: v = H0 · d para galaxias relativamente cercanas, donde H0 es la constante de Hubble.

Limitaciones y precauciones

  • Para z grandes la aproximación v ≈ c z deja de ser válida; hay que usar la relatividad y modelos cosmológicos para convertir z en distancia o velocidad efectiva.
  • Los movimientos locales (velocidades peculiares) pueden añadir ruido a la medición de la expansión cósmica, especialmente en galaxias cercanas.
  • La calidad del espectro (resolución y relación señal/ruido) determina la precisión en la medida de las líneas espectrales y, por tanto, de z.

Breve nota histórica

El desplazamiento al rojo de las galaxias observadas por Edwin Hubble a principios del siglo XX fue la evidencia clave de que el Universo se está expandiendo. Desde entonces, medir z se ha convertido en una herramienta fundamental de la cosmología moderna.

En resumen, el desplazamiento al rojo es una medida directa y poderosa del movimiento y la distancia de objetos astronómicos lejanos, obtenida comparando las líneas espectrales observadas con las correspondientes longitudes de onda en reposo y aplicando las fórmulas físicas y cosmológicas adecuadas.