1. En física y astronomía, el acercamiento al rojo, corrimiento hacia el rojo o
desplazamiento hacia el rojo(en inglés:redshift), ocurre cuando la radiación
electromagnética, normalmente la luz visible, que se emite o refleja desde un objeto es
desplazada hacia el rojo al final del espectro electromagnético. De manera más general,
el corrimiento al rojo es definido como un incremento en la longitud de onda de
radiación electromagnética recibidas por un detector comparado con la longitud de onda
emitida por la fuente. Este incremento en la longitud de onda se corresponde con un
decremento en la frecuencia de la radiación electromagnética. En cambio, el
decrecimiento en la longitud de onda es llamado corrimiento al azul. Cualquier
incremento en la longitud de onda se llama "corrimiento hacia el rojo", incluso si ocurre
en radiación electromagnética de longitudes de onda no visibles, como los rayos gamma,
rayos X y radiación ultravioleta. Esta denominación puede ser confusa ya que, a
longitudes de onda mayores que el rojo (p.ej. infrarrojo, microondas y ondas de radio),
los desplazamientos hacia el rojo se alejan de la longitud de onda del rojo.
Un corrimiento hacia el rojo puede ocurrir cuando una fuente de luz se aleja de un
observador, correspondiéndose a un desplazamiento Doppler que cambia la frecuencia
percibida de la sondas sonoras. Aunque la observación de tales desplazamientos hacia el
rojo, o su complementario hacia el azul, tiene numerosas aplicaciones terrestres (p.ej.
Radar Doppler y pistola radar), la espectroscopia astronómica utiliza los corrimientos al
rojo Doppler para determinar el movimiento de objetos astronómicos distantes. Este
fenómeno fue predicho por primera vez y observado en el Siglo XIX cuando los
científicos empezaron a considerar las implicancias dinámicas de la naturaleza
ondulatoria de la luz.
Otro mecanismo de corrimiento hacia el rojo es la expansión métrica del espacio,
que explica la famosa observación de los corrimientos al rojo espectrales de galaxias
distantes, quasars y nubes gaseosas intergalácticas se incrementan proporcionalmente
con su distancia al observador. Este mecanismo es una característica clave del modelo
del Big Bang de la cosmología física.
Un tercer tipo de corrimiento al rojo, el corrimiento al rojo gravitacional (también
conocido como efecto Einstein), es un resultado de la dilatación del tiempo que ocurre
cerca de objetos masivos, de acuerdo con la relatividad general.
Estos tres fenómenos, se pueden comprender bajo el paraguas de leyes de
transformación de marcos. Existen otros muchos mecanismos con descripciones físicas
y matemáticas muy diferentes que pueden conducir a un desplazamiento en la frecuencia
de radiación electromagnética y cuyas acciones pueden ocasionalmente ser conocidas
como "desplazamiento al rojo", incluyendo la dispersión y efectos ópticos.

2. Historia.
La historia del corrimiento al rojo empezó con el desarrollo en el siglo XIX de la
mecánica ondulatoria y la exploración del fenómeno asociado con el efecto Doppler. El
efecto es llamado así después de que Christian Andreas Doppler, que ofreció la primera
explicación física conocida para el fenómeno en 1842. La hipótesis fue probada y
confirmada mediante ondas sonoras por el científico holandés Christophorus Buys
Ballot en 1845. Doppler predijo correctamente que el fenómeno debería aplicarse a
todas las ondas y en particular sugirió que la variación de los colores de las estrellas
podía ser atribuida a su movimiento con respecto a la Tierra. Mientras que esta
atribución terminó siendo incorrecta (los colores de las estrellas son indicadores de la
temperatura, no del movimiento), Doppler sería posteriormente reivindicado por la
verificación de observaciones de corrimiento al rojo.
El primer corrimiento al rojo Doppler fue descrito en 1848 por el físico francés
Hippolyte Fizeau, que indicó que el desplazamiento en líneas espectrales visto en las
estrellas era debido al efecto Doppler. El efecto es llamado algunas veces el "efecto
Doppler-Fizeau". En 1868, el astrónomo británico William Huggins fue el primero en
determinar la velocidad de una estrella alejándose de la Tierra mediante este método.
En 1871, el corrimiento al rojo óptico fue confirmado cuando el fenómeno fue
observado en las líneas de Fraunhofer utilizando la rotación solar, a unos 0.1 Å del
rojo.9 En 1901 Aristarj Belopolsky verificó el corrimiento al rojo óptico en el
laboratorio utilizando un sistema de rotación especular.

3. La primera aparición del término "corrimiento al rojo" en la literatura, fue debida
al astrónomo estadounidense Walter Sidney Adams en 1908, donde menciona "Dos
métodos de investigación de la naturaleza del corrimiento al rojo nebular".
Empezando con las observaciones en 1912, Vesto Slipher descubrió que muchas
nebulosas espirales tenían considerables corrimientos al rojo. Posteriormente, Edwin
Hubble descubrió una relación aproximada entre el desplazamiento al rojo de tales
"nebulosas" (ahora conocidas como galaxias) y la distancia a ellas con la formulación de
su epónimo la ley de Hubble.13 Estas observaciones corroboraron el trabajo de
Alexander Friedman de 1922, en que halló las famosas ecuaciones de Friedmann,
demostrando, que el Universo podía expandirse y presentó la velocidad de expansión en
ese caso. Hoy son consideradas fuertes pruebas para un Universo en expansión y la
Teoría del Big Bang.
Medida, caracterización e interpretación.
Un corrimiento al rojo se puede medir mirando el espectro de la luz que viene de
una fuente sencilla. Si hay características en este espectro tales como líneas de
absorción, líneas de emisión u otras variantes de intensidad de la luz, entonces en
principio se puede calcular el corrimiento hacia el rojo. Para ello, se necesita la
comparación del espectro observado con un espectro conocido de características
similares. Por ejemplo, el espectro del Hidrógeno, cuando está expuesto a la luz tiene un

4. espectro que muestra características a intervalos regulares. Si se observa el mismo
patrón de intervalos en un espectro observado pero que ocurre a longitudes de onda
desplazadas, entonces se puede medir el corrimiento al rojo del objeto. Para determinar
el desplazamiento hacia el rojo de un objeto por tanto requiere un rango de frecuencias o
longitudes de onda. Los desplazamientos al rojo no pueden ser calculados observando
características sin identificar cuyas frecuencias residuales son desconocidas o con un
espectro que no tiene características o ruido blanco (fluctuaciones aleatorias en un
espectro.
El corrimiento al rojo (y al azul) se pueden caracterizar por la diferencia relativa
entre las longitudes de onda (o frecuencias) observadas y emitidas de un objeto. En
astronomía, es habitual referirse a este cambio utilizando una magnitud adimensional
llamada z. Si λ representa la longitud de onda f la frecuencia (λf = c donde c es la
velocidad de la luz, entonces z se define por las ecuaciones:
Medida del corrimiento al rojo, z
Basada en longitud de
Basada en frecuencia
onda
Después de medir z, la distinción entre el corrimiento al rojo y al azul es
simplemente si z es positiva o negativa. Por ejemplo, en los corrimientos al azul (z < 0),
el efecto Doppler está asociado con objetos aproximándose al observador en el que la
luz se desplaza hacia energías mayores. Contrariamente, en los corrimientos al rojo (z >
0), el efecto Doppler está asociado a objetos alejándose del observador con la luz
desplazándose hacia energías menores. Asimismo, los desplazamientos al azul del efecto
Einstein están asociados con luz que entra en un fuerte campo gravitatorio mientras que
los desplazamientos al rojo de efecto Einstein implican que la luz está dejando el campo.
Mecanismos.
Un simple fotón propagado a través del vacío puede desplazarse hacia el rojo de
varias maneras distintas. Cada uno de estos mecanismos produce un desplazamiento de
tipo Doppler, es decir, z es independiente de la longitud de onda. Estos mecanismos son
descritos mediante transformaciones galileanas, lorentzianas o relativistas entre un
sistema de referencia y otro.

5. Resumen de corrimientos al rojo
Tipo de 17 Definición18
Ley de transformación de Ejemplo de
corrimiento al
sistema métrica
rojo
Corrimiento al rojo Transformaciones de Distancia
Doppler Galileo euclidiana
Transformaciones de Métrica
Doppler relativista
Lorentz Minkowski
Corrimiento al rojo Transformaciones
FLRW
cosmológico relativistas
Corrimiento al rojo Transformaciones Métrica de
gravitacional relativistas Schwarzschild
Efecto Doppler.
Si una fuente de luz se está alejando de un observador, entonces los corrimientos
al rojo (z > 0) ocurren; si la fuente se acerca, entonces ocurre un corrimiento al azul.
Esto es válido para todas las ondas electromagnéticas y es explicado por el efecto
Doppler. Consecuentemente, este tipo de corrimiento al rojo es denominado el

6. corrimiento al rojo Doppler. Si la fuente se aleja del observador con velocidad v,
entonces, ignorando los efectos relativistas, el corrimiento al rojo viene dado por
(Ya que , ver debajo)
donde c es la velocidad de la luz. En el efecto Doppler clásico, la frecuencia de la fuente
no se modifica, pero el movimiento recesivo causa la ilusión de una frecuencia menor.
Efecto Doppler Relativista.
Un tratamiento más completo del corrimiento al rojo Doppler necesita la
consideración de efectos relativistas asociados con el movimiento de fuentes cercanas a
la velocidad de la luz. En breve, los objetos moviéndose cerca de la velocidad de la luz
experimentarán desviaciones de la fórmula del efecto Doppler simple debido a la
dilatación del tiempo de la relatividad especial que puede ser corregido introduciendo el
factor de Lorentz ? en la fórmula clásica de Doppler como sigue:
Este fenómeno fue observado por primera vez en un experimento de 1938
realizado por Herbert E. Ives y G.R. Stilwell. Como el factor de Lorentz sólo depende de
la magnitud de la velocidad, esto causa el desplazamiento hacia el rojo asociado con la
corrección relativista para ser independiente de la orientación de la fuente del
movimiento. En contraste, la parte clásica de la fórmula depende de la proyección del
movimiento de la fuente en la línea de vista que proporciona diferentes resultados para
diferentes orientaciones. Consecuentemente, para un objeto moviéndose formando un
ángulo θ con el observador (el ángulo nulo tiene una línea directa con el observador), la
forma completa para el efecto Doppler relativista se convierte en:
y solamente para los movimientos en la línea de vista (θ, esta ecuación se reduce a:
Para el caso especial en que la fuente se está moviendo en ángulos rectos (θ = 90°) al
detector, el corrimiento al rojo relativista es conocido como el efecto Doppler transversal
y un corrimiento al rojo de:

7. es medido, incluso aunque el objeto no se está alejando del observador. Incluso si la
fuente se está moviéndose hacia el observador, si hay un componente trensversal al
movimiento entonces hay alguna velocidad a la que la dilatación cancela exactamente el
corrimiento al azul esperado y a velocidades mayores la fuente que se aproxima se
desplazaría hacia el rojo.
Expansión del espacio.
En la primera parte del siglo XX, Slipher, Hubble y otros hicieron las primeras
medidas de corrimientos al rojo y al azul de galaxias más allá de la Vía Láctea.
Inicialmente interpretaron estos desplazamientos al rojo y al azul como debidos
únicamente al efecto Doppler, pero después Hubble descubrió una leve correlación entre
el incremento del desplazamiento al rojo y el incremento de la distancia de galaxias. Los
teóricos casi inmediatamente se dieron cuenta que estas observaciones se podían
explicar por un mecanismo diferente de corrimiento al rojo. La ley de Hubble de la
correlación entre corrimientos al rojo y distancias es requerida por los modelos de
cosmología procedentes de la relatividad general que tienen una métrica de expansión
del espacio. Como resultado, los fotones propagándose a través del Universo en
expansión son extendidos, creando el corrimiento al rojo cosmológico. Esto difiere de
los desplazamientos al rojo por efecto Doppler descritos antes porque la velocidad de
empuje (p.ej. la transformación de Lorentz) entre la fuente y el observador no es debida
a la transferencia clásica entre momento y energía, sino que en vez de ello los fotones
incrementan su longitud de onda y se desplazan haca el rojo según el espacio que están
atravesando se expande. Este efecto está prescrito en el modelo cosmológico actual
como una manifestación observable del factor de escala cósmico dependiente del tiempo
(a) de la siguiente manera:
Este tipo de corrimiento al rojo se llama corrimiento al rojo cosmológico o
corrimiento al rojo de Hubble. Si el Universo se estuviera contrayendo en vez de
expandirse, veríamos las galaxias distantes desplazándose hacia el azul por una suma
proporcional a su distancia en vez de desplazarse hacia el rojo.
Estas galaxias no están retrocediendo simplemente por medio de una velocidad
física alejándose del observador, en vez de ello, el espacio que interviene se está
extendiendo, lo que cuenta lara la isotropía a gran escala del efecto demandado por el
principio cosmológico. Para los desplazamientos al rojo cosmológicos con z < 0.1 los

8. efectos de la expansión del espacio-tiempo son mínimos y los corrimientos al rojo están
dominados por los movimientos relativos peculiares entre una galaxia a otra que causa
corrimientos al rojo y al azul Doppler adicionales. La diferencia entre la velocidad física
y la expansión del espacio se puede ilustrar por la Expansión de la Hoja de Caucho del
Universo, una analogía cosmológica común utilizada para describir la expansión del
espacio. Si dos objetos son representados por cojinetes de bolas y el espacio-tiempo por
una hoja de caucho expandiéndose, el efecto Doppler es causado por el rodar de las
bolas a través de la hoja creando un movimiento particular. El corrimiento al rojo
cosmológico ocurre cuando los cojinetes de bolas se pegan a la hoja y la hoja es
expandida. (Obviamente, hay problemas dimensionales con el modelo, ya que los
cojinetes de bolas deberían estar en la hoja y el corrimiento al rojo produce velocidades
mayores que las del efecto Doppler si la distancia entre dos objetos es lo suficientemente
larga.).
A pesar de la distinción entre los corrimientos al rojo causados por la velocidad de
los objetos y los asociados con la expansión del Universo, los astrónomos algunas veces
lo llaman "velocidad de recesión" en el contexto de los desplazamientos al rojo de
galaxias distantes a partir de la expansión del Universo, incluso aunque es sólo una
recesión aparente. Como consecuencia, la literatura popular a menudo utiliza la
expresión "corrimiento al rojo Doppler" en vez de "corrimiento al rojo cosmológico"
para describir el movimiento de las galaxias dominado por la expansión del espacio, a
pesar del hecho de que una "velocidad cosmológica recesiva" cuando se calcula no
igualará la velocidad en la ecuación de Doppler relativista. En particular, el corrimiento
al rojo Doppler está acotado por la relatividad especial; con lo que v > c es imposible
mientras, en contraste, v > c es posible para corrimientos al rojo cosmológicos porque el
espacio que separa los objetos (p.ej. un quasar desde la tierra) se puede expandir más
deprisa que la velocidad de la luz. Más matemáticamente, el punto de vista de que "las
galaxias distantes están retrocediendo" y el punto de vista de que "el espacio entre
galaxias está expandiéndose" esta relacionado con el cambio de sistema de coordenadas.
Expresando de forma precisa requiere trabajar con las matemáticas de la métrica de
Friedman-Lemaître-Robertson-Walker.
Corrimiento al rojo gravitacional
En la teoría de la relatividad general, existe la dilatación temporal dentro de pozos
gravitacionales. Esto se conoce como el corrimiento al rojo gravitacional o
desplazamiento Einstein. La demostración teórica de este efecto se obtiene del la
solución de Schwarzschild de las ecuaciones de Einstein de las que se forma la siguiente
para el desplazamiento al rojo asociado con un fotón viajando en el campo gravitatorio
de una masa esféricamente simétrica, sin carga no rotatoria:

9. ,
donde
• es la constante gravitacional,
• es la masa del objeto que crea el campo gravitatorio,
• es la coordenada radial del observador (que es análoga a la distancia clásica
desde el centro del objeto, pero realmente es una coordenada Schwarzschild, y
• es la velocidad de la luz.
•
Este desplazamiento al rojo gravitacional se puede calcular a partir de la
suposición de la relatividad especial y el principio de equivalencia; la teoría de la
relatividad general al completo no es necesaria.
El efecto es muy pequeño pero medible en la Tierra utilizando el efecto
Mossbauer y fue observado por primera vez en el experimento de Pound y Rebka. Sin
embargo, es significante cerca de un agujero negro y cuando un objeto se aproxima al
horizonte de sucesos el desplazamiento al rojo vale infinito. Es también la causa
dominante de las grandes fluctuaciones de temperatura de escala angular en el fondo
cósmico de microondas (ver el efecto Sachs-Wolfe).
Observaciones astronómicas.
El corrimiento al rojo observado en astronomía se puede medir porque los
espectros de emisión y absorción para átomos son distintivos, calibrados a partir de los
experimentos de espectroscopia en laboratorios terrestres. Cuando el corrimiento al rojo
de varias líneas de absorción y emisión desde un simple objeto astronómico es medida, z
se encuentra que es extraordinariamente constante. Aunque los objetos distantes pueden
estar ligeramente borrosos y las líneas ensanchadas, no es más que porque se puede
explicar por los movimientos térmicos y mecánicos de la fuente. Por estas y otras
razones, el consenso entre los astrónomos es que los desplazamientos al rojo que
observan son debidos a alguna combinación de estas tres formas establecidas de
desplazamientos al rojo estilo Doppler. Las hipótesis alternativas no son consideradas
generalmente como plausibles.
La espectroscopia, como medida, es considerablemente más difícil que la simple
fotometría, que mide el brillo de objetos astronómicos a través de filtros. Cuando los
datos fotométricos son los únicos disponibles (por ejemplo, en el Campo Profundo del
Hubble y el Campo Ultra Profundo del Hubble), los astrónomos confían en una técnica
de medida de desplazamientos al rojo fotométricos. Debido a la sensibilidad del filtrado
en un rango de longitudes de onda y la técnica que confía en muchas suposiciones sobre
la naturaleza del espectro en una fuente de luz, los errores para estos tipos de medida
pueden estar en rangos superiores a z = 0.5 y son muchos menos fiables que las

10. resoluciones espectroscópicas. Sin embargo, la fotometría permite al menos una
caracterización cualitativa de un corrimiento al rojo. Por ejemplo, si un espectro tipo
solar tiene un corrimiento al rojo de z = 1, sería más brillante en los infrarrojos que en el
color amarillo-verde asociado con el pico de su espectro de cuerpo negro y la intensidad
de la luz se reducirá en el filtro en un factos de dos (1 +z) (ver la corrección K para más
detalles en las consecuencias fotométricas del corrimiento al rojo).
Observaciones locales.
Una foto de la corona solar tomado con el coronágrafo LASCO C1. La fotografía
es una imagen codificada en color del desplazamiento Doppler de la línea FeXIV 5308
Å, causada por la velocidad coronaria del plasma hacia o desde el satélite.
En objetos cercanos (dentro de nuestra Vía Láctea), los desplazamientos al rojo
observados están casi siempre relacionados con las velocidades de la LOS asociadas con
los objetos que están siendo observados. Las observaciones de tales desplazamientos al
rojo y al azul han permitido a los astrónomos medir velocidades y parametrizar las
masas de las órbitas estelares en binarias espectroscópicas, un método empleado por
primera vez en 1868 por el astrónomo británico William Huggins. De forma similar, los
pequeños desplazamientos al rojo y al azul detectados en las medidas espectroscópicas
de estrellas individuales son una manera de que los astrónomos puedan diagnosticar
medir la presencia y características de sistemas planetarios alrededor de otras estrellas.
Las medidas de desplazamientos al rojo para detalles finos se utilizan en heliosismología
para determinar los movimientos precisos de la fotosfera del Sol. Los desplazamientos al
rojo también se han utilizado para hacer las primeras medidas de la rotación de los
planetas, velocidades de nubes interestelares, la rotación de galaxias, y la dinámica del
disco de acrecimiento en estrellas de neutrones y agujeros negros que exhiben
desplazamientos al rojo Doppler y gravitacionales.Adicionalmente, las temperaturas de
emisión y absorción de varios objetos se puede obtener midiendo el ensanchamiento
Doppler, los desplazamientos al rojo y al azul sobre una línea sencilla de absorción o
emisión. Midiendo el ensanchamiento y los desplazamientos de 21-centímetros de la

11. línea del hidrógeno en diferentes direcciones, los astrónomos han podido medir las
velocidades de recesión de gas interestelar, que al final reveló la curva de rotación de
nuestra Vía Láctea. Se han realizado medidas similares en otras galaxias, como la de
Andrómeda. Como herramienta de diagnóstico, las medidas de desplazamiento al rojo
son una de las más importantes medidas espectroscópicas hechas en la astronomía.
Observaciones extragalácticas.
Los objetos más distantes exhiben los mayores corrimientos al rojo
correspondientes al flujo de Hubble del Universo. Los mayores desplazamientos
observados, correspondientes a las mayores distancias y a los más lejanos atrás en el
tiempo, son los de la Radiación cósmica de microondas y el valor numérico de su
desplazamiento es aproximadamente z = 1089 (z = 0 se corresponde al momento actual)
y muestra el estado del Universo hace unos 13700 millones de años y 379000 años
después de los momentos iniciales del Big Bang.
Los núcleos luminosos puntuales de los quasares fueron los primeros objetos
"altamente-desplazados al rojo"(z > 0.1) descubiertos antes de que la mejora de los
telescopios permitiera el descubrimiento de otras galaxias altamente desplazadas.
Actualmente, el corrimiento al rojo de quasar medidos más alto es de z = 6.4,45 con la
confirmación de que el mayor corrimiento al rojo de una galaxia es z = 7.046 mientras
que otros informes no confirmados más de una lente gravitacional observada en un
cúmulo de galaxias distante puede indicar que una galaxia tiene un desplazamiento al
rojo de z = 10.47
Para galaxias más lejanas del Grupo Local y cercanas al Cúmulo de Virgo, pero
dentro de unos miles de megaparsecs, el corrimiento al rojo es aproximadamente
proporcional a la distancia de la galaxia. Esta correlación fue observada por Edwin
Hubble y es conocida como la ley de Hubble. Vesto Slipher fue el descubridor de los
corrimientos al rojo galáctico. En torno al año 1912, mientras Hubble correlaba las
medidas de Slipher con las distancias las midió por otros medios para formular su Ley.
En el modelo ampliamente aceptado basado en la relatividad general, los
desplazamientos al rojo es sobre todo un resultado de la expansión del espacio: esto
significa que el más allá de una galaxia es desde nosotros, la mayoría del espacio se ha
expandido en el tiempo desde que la luz dejó la galaxia, así que la mayoría de la luz se
ha extendido, la mayoría de la luz se ha desplazado al rojo y así pacece que se está
moviendo desde nosotros. La ley de Hubble viene en parte del principio copernicano.
Como no se conoce normalmente cómo de luminosos son los objetos, la medición del
corrimiento al rojo es más fácil que las medidas de distancia más directas, de tal manera
que los corrimientos al rojo son algunas veces convertidos en una medida de distancia
utilizando la ley de Hubble.
Las interacciones gravitatorias de las galaxias las unas con las otras y con los
cúmulos causan una dispersión en el dibujo normal del diagrama de Hubble. Las
velocidades peculiares asociadas con galaxias superpuestas dejando un rastro rudo de

12. masa de objetos virilizados en el Universo. Este efecto conduce a tal fenómeno como en
las galaxias cercanas (como la galaxia de Andrómeda) exhibiendo desplazamientos al
azul según caemos hacia un baricentro común y los mapas de corrimientos al rojo de
cúmulos muestran un efecto de Dedo de Dios debido a la dispersión de velocidades
peculiares en una distribución esférica. Este componente añadido da a los cosmólogos
una oportunidad de medir las masas de objetos independientes de la relación masa-luz
(la relación de la masa de una galaxia en masas solares con su brillo en luminosidades
solares), una herramienta importante para medir materia oscura.
La relación lineal de la ley de Hubble entre la distancia y el corrimiento al rojo
asume que la tasa de expansión del Universo es constante. Sin embargo, cuando el
Universo era mucho más joven, la tasa de expansión y entonces la "constante" de
Hubble era mayor que en la actualidad. Para galaxias más distantes, cuya luz ha estado
viajando durante mucho más tiempo, la aproximación de la tasa de expansión constante
falla y la ley de Hubble se convierte en una relación integral no lineal y dependiente de
la historia de la tasa de la expansión ya que la emisión de luz desde la galaxia en
cuestión. Las observaciones de la relación de distancia del corrimiento al rojo se puede
utilizar, entonces, para determinar la historia de expansión del Universo y así la materia
y energía contenida.
Durante mucho tiempo se creyó que la tasa de expansión había estado
continuamente decreciendo desde el Big Bang, observaciones recientes de la relación de
distancia de corrimiento al rojo utilizando supernovas tipo Ia han sugerido que en
tiempos comparativamente recientes el Universo ha empezado a acelerarse.
El corrimiento al rojo en expediciones.
Con la aparición de los telescopios automatizados y las mejoras en los
espectroscopios, se han realizado varias colaboraciones para mapear el Universo en el
corrimiento al rojo del espacio. Combinando estos desplazamientos al rojo con datos de
posiciones angulares, una expedición de corrimiento al rojo mapea la distribución 3D de
materia dentro de una parte del cielo. Estas observaciones suelen medir propiedades de
la estructura a gran escala del universo. La Gran Muralla, un gran supercúmulo de
galaxias a unos 500 millones de años luz, proporciona un ejemplo dramático de una
estructura a gran escala que las expediciones de corrimiento al rojo pueden detectar.
La primera expedición de corrimiento al rojo fue la CfA Redshift Survey, que
empezó en 1977 y completó la colección de datos inicial en 1982. Más recientemente, la
2dF Galaxy Redshift Survey halló la estructura a gran escala de una sección del
Universo, midiendo valores de z de más de 220000 galaxias, la recolección de datos se
completó en 2002 y el conjunto final de datos se lanzó el 30 de junio de 2003. (Además
de los patrones de mapeo a gran escala de galaxias, el 2dF estableció un límite superior
para la masa del neutrino). Otra expedición notable, el Sloan Digital Sky Survey
(SDSS), sigue su curso (al menos en 2005) e intenta obtener medidas de unos 100
millones de objetos. El SDSS ha grabado corrimientos al rojo para galaxias por encima

13. de 0.4 y se ha involucrado en la detección de quasares más allá de z = 6. La DEEP2
Redshift Survey utiliza los telescopios Keck con el nuevo espectrógrafo "DEIMOS]].
Una continuación del programa piloto DEEP1, DEEP2 está diseñado para medir
galaxias débiles con desplazamientos al rojo de 0.7 y superiores y está por tanto
planeado para complementar al SDSS y al 2dF.
Efectos debidos a transferencias ópticas o radiactivas
Las interacciones y fenómenos resumidos en las materias de transferencia
radiactiva y óptica física pueden dar como resultado desplazamientos en la longitud de
onda y la frecuencia de la radiación electromagnética. En tales casos los
desplazamientos se corresponden a una transferencia física de energía a materia u otros
fotones más que debida a una transformación entre marcos de referencia. Estos
desplazamientos pueden ser debidos a tales fenómenos físicos como el efecto Wolf o la
dispersión de radiación electromagnética desde partículas elementales cargadas, desde
partículas o desde fluctuaciones del índice de refracción en un medio dieléctrico como
ocurre en el fenómeno de los radio silbidos. Mientras tales fenómenos son conocidos
como "corrimientos al rojo" y "corrimientos al azul", las interacciones físicas de los
campos de radiación electromagnética con materia propia o intermedia distingue estos
fenómenos de los efectos de marcos de referencia. En astrofísica, las interacciones de
materia ligera que proporcionan desplazamientos de energía en el campo de radiación
son generalmente conocidos como "enrojecidos" más que "desplazados al rojo", que
como término, normalmente está reservado para los mecanismos discutidos
anteriormente.
En muchas circunstancias la dispersión causa que la radiación se enrojezca porque
la entropía resulta de la predominancia de muchos fotones de baja energía sobre unos
cuantos de alta energía (cumpliendo el principio de conservación de la energía). Excepto
posiblemente bajo condiciones cuidadosamente controladas, la dispersión no produce el
mismo cambio relativo en la longitud de onda a través de todo el espectro; es decir,
cualquier z calculada es generalmente una función de la longitud de onda. Más allá, la
dispersión de materia aleatoria generalmente ocurre en muchos ángulos y z es función
del ángulo de dispersión. Si ocurre la dispersión múltiple o las partículas dispersadas
tienen movilidad relativa, entonces generalmente también se produce distorsión de línea
espectral.
En astronomía interestelar, el espectro visible puede aparecer enrojecido debido a
procesos de dispersión en un fenómeno conocido como enrojecimiento interestelar . De
forma similar la dispersión de Rayleigh causa el enrojecimiento atmosférico del Sol
visto en el amanecer o el ocaso y causa que el resto del cielo tenga un color azul. Este
fenómeno es distinto del desplazamiento al rojo porque las líneas espectroscópicas no
están desplazadas a otras longitudes de onda en objetos enrojecidos y hay un
oscurecimiento adicional y una distorsión asociada con el fenómeno debido a los fotones
que son dispersados dentro y fuera de la LOS.