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

Na física, um desvio para o vermelho é um aumento no comprimento de onda e uma diminuição correspondente na frequência e na energia do fóton da radiação eletromagnética (como a luz). A mudança oposta, uma diminuição no comprimento de onda e um aumento simultâneo na frequência e na energia, é conhecida como desvio para o vermelho negativo ou desvio para o azul. Os termos derivam das cores vermelho e azul que formam os extremos do espectro de luz visível.

Na astronomia e cosmologia, as três principais causas do desvio para o vermelho eletromagnético são

A radiação viaja entre objetos que estão se afastando (desvio para o vermelho "relativístico", um exemplo do efeito Doppler relativístico). A radiação viaja em direção a um objeto em um potencial gravitacional mais fraco, ou seja, em direção a um objeto em um espaço-tempo menos fortemente curvo (mais plano) (desvio para o vermelho gravitacional). A radiação viaja através do espaço em expansão (desvio para o vermelho cosmológico). A observação de que todas as fontes de luz suficientemente distantes apresentam um desvio para o vermelho correspondente à sua distância da Terra é conhecida como lei de Hubble.

Desvios para o vermelho relativísticos, gravitacionais e cosmológicos podem ser entendidos sob o guarda-chuva das leis de transformação de quadros. As ondas gravitacionais, que também viajam à velocidade da luz, estão sujeitas aos mesmos fenômenos de desvio para o vermelho.

Exemplos de desvios para o vermelho fortes são um raio gama percebido como um raio-X, ou luz inicialmente visível percebida como ondas de rádio. Desvios para o vermelho mais sutis são vistos nas observações espectroscópicas de objetos astronômicos e são usados em tecnologias terrestres, como radar Doppler e armas de radar.

Existem outros processos físicos que podem levar a uma mudança na frequência da radiação eletromagnética, incluindo dispersão e efeitos ópticos; no entanto, as alterações resultantes são distinguíveis do desvio para o vermelho (astronômico) e geralmente não são referidas como tal (consulte a seção sobre óptica física e transferência radiativa).

O valor de um desvio para o vermelho é frequentemente denotado pela letra z, correspondente à mudança fracionária no comprimento de onda (positivo para desvios para o vermelho, negativo para desvios para o azul) e pela razão de comprimento de onda 1 + z (que é >1 para desvios para o vermelho, <1 para desvios para o azul).

História A história do assunto começou com o desenvolvimento no século XIX da mecânica ondulatória e a exploração de fenômenos associados ao efeito Doppler. O efeito recebeu o nome de Christian Doppler, que ofereceu a primeira explicação física conhecida para o fenômeno em 1842. A hipótese foi testada e confirmada para ondas sonoras pelo cientista holandês Christoph Buys-Ballot em 1845. Doppler previu corretamente que o fenômeno deveria se aplicar a todas as ondas e, em particular, sugeriu que as cores variadas das estrelas poderiam ser atribuídas ao seu movimento em relação à Terra. Antes que isso fosse verificado, no entanto, descobriu-se que as cores estelares eram principalmente devido à temperatura de uma estrela, não ao movimento. Só mais tarde o Doppler foi justificado por observações verificadas de desvio para o vermelho.

O primeiro desvio para o vermelho Doppler foi descrito pelo físico francês Hippolyte Fizeau em 1848, que apontou para o desvio nas linhas espectrais vistas nas estrelas como sendo devido ao efeito Doppler. O efeito às vezes é chamado de "efeito Doppler-Fizeau". Em 1868, o astrônomo britânico William Huggins foi o primeiro a determinar a velocidade de uma estrela se afastando da Terra por esse método. Em 1871, o desvio para o vermelho óptico foi confirmado quando o fenômeno foi observado em linhas de Fraunhofer usando rotação solar, cerca de 0.1 Å no vermelho. Em 1887, Vogel e Scheiner descobriram o efeito Doppler anual, a mudança anual no deslocamento Doppler das estrelas localizadas perto da eclíptica devido à velocidade orbital da Terra. Em 1901, Aristarkh Belopolsky verificou o desvio para o vermelho óptico no laboratório usando um sistema de espelhos rotativos.

A primeira ocorrência do termo red-shift impresso (nesta forma hifenizada) parece ser do astrônomo americano Walter Sydney Adams em 1908, no qual ele menciona "Dois métodos de investigação da natureza do desvio para o vermelho nebular". Reprinted in A palavra não aparece sem hífen até cerca de 1934 por Willem de Sitter, talvez indicando que até então seu equivalente alemão, Rotverschiebung, era mais comumente usado.

Começando com observações em 1912, Vesto M. Slipher descobriu que a maioria das galáxias espirais, então principalmente consideradas nebulosas espirais, tinham desvios para o vermelho consideráveis. Slipher relata pela primeira vez sua medição no volume inaugural do Lowell Observatory Bulletin. Três anos depois, ele escreveu uma resenha na revista Popular Astronomy. Nele, ele afirma que "a descoberta inicial de que a grande espiral de Andrômeda tinha a velocidade bastante excepcional de –300 km(/s) mostrou os meios então disponíveis, capazes de investigar não apenas os espectros das espirais, mas também suas velocidades". Slipher relatou as velocidades de 15 nebulosas espirais espalhadas por toda a esfera celeste, todas menos três tendo velocidades "positivas" (ou seja, recessivas) observáveis. Posteriormente, Edwin Powell Hubble descobriu uma relação aproximada entre os desvios para o vermelho de tais "nebulosas" e as distâncias a eles com a formulação de sua lei de Hubble homônima. Essas observações corroboraram o trabalho de 1922 de Alexander Friedmann, no qual ele derivou as equações de Friedmann–Lemaître. English translation in ) Eles são hoje considerados fortes evidências de um universo em expansão e da teoria do Big Bang.This was recognized early on by physicists and astronomers working in cosmology in the 1930s. The earliest layman publication describing the details of this correspondence is (Reprint: )

Medição, caracterização e interpretação thumb|Candidatas a galáxias com alto desvio para o vermelho no Hubble Ultra-Deep Field de 2012 O espectro de luz que vem de uma fonte (veja a ilustração do espectro idealizado no canto superior direito) pode ser medido. Para determinar o desvio para o vermelho, busca-se características no espectro, como linhas de absorção, linhas de emissão ou outras variações na intensidade da luz. Se encontrados, esses recursos podem ser comparados com recursos conhecidos no espectro de vários compostos químicos encontrados em experimentos onde esse composto está localizado na Terra. Um elemento atômico muito comum no espaço é o hidrogênio. O espectro da luz originalmente inexpressiva que brilhou através do hidrogênio mostrará um espectro de assinatura específico para o hidrogênio que possui características em intervalos regulares. Se restrito às linhas de absorção, seria 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 for identificada em ambos os espectros, mas em diferentes comprimentos de onda, o desvio para o vermelho pode ser calculado usando a tabela abaixo. Determinar o desvio para o vermelho de um objeto dessa maneira requer uma faixa de frequência ou comprimento de onda. Para calcular o desvio para o vermelho, é preciso conhecer o comprimento de onda da luz emitida no quadro de repouso da fonte: em outras palavras, o comprimento de onda que seria medido por um observador localizado adjacente e comovendo com a fonte. Como em aplicações astronômicas essa medição não pode ser feita diretamente, pois isso exigiria viajar até a estrela distante de interesse, o método usando linhas espectrais descrito aqui é usado. Desvios para o vermelho não podem ser calculados olhando para características não identificadas cuja frequência de quadro de repouso é desconhecida, ou com um espectro sem características ou ruído branco (flutuações aleatórias em um espectro).See, for example, this 25 May 2004 press release from NASA's Swift space telescope that is researching gamma-ray bursts: "Measurements of the gamma-ray spectra obtained during the main outburst of the GRB have found little value as redshift indicators, due to the lack of well-defined features. However, optical observations of GRB afterglows have produced spectra with identifiable lines, leading to precise redshift measurements."

Desvio para o vermelho (e desvio para o azul) pode ser caracterizado pela diferença relativa entre os comprimentos de onda (ou frequência) observados e emitidos de um objeto. Em astronomia, costuma-se referir a essa mudança usando uma quantidade adimensional chamada . Se representa o comprimento de onda e representa a frequência (observe, onde é a velocidade da luz), então é definido pelas equações:See for a tutorial on how to define and interpret large redshift measurements.

+ Cálculo do desvio para o vermelho, Com base no comprimento de onda Com base na frequência

Depois que é medido, a distinção entre desvio para o vermelho e desvio para o azul é simplesmente uma questão de ser positivo ou negativo. Por exemplo, os desvios para o azul do efeito Doppler () estão associados a objetos que se aproximam do observador com a luz mudando para energias maiores. Por outro lado, os desvios para o vermelho do efeito Doppler () estão associados a objetos que se afastam do observador com a luz mudando para energias mais baixas. Da mesma forma, os desvios para o azul gravitacionais estão associados à luz emitida por uma fonte que reside dentro de um campo gravitacional mais fraco, conforme observado de dentro de um campo gravitacional mais forte, enquanto o desvio para o vermelho gravitacional implica as condições opostas.

Fórmulas de desvios para o vermelho thumb|Desvio para o vermelho e desvio para o azul Na relatividade geral, pode-se derivar várias fórmulas de casos especiais importantes para o desvio para o vermelho em certas geometrias de espaço-tempo especiais, conforme resumido na tabela a seguir. Em todos os casos, a magnitude do desvio (o valor de ) é independente do comprimento de onda.See Binney and Merrifeld (1998), Carroll and Ostlie (1996), Kutner (2003) for applications in astronomy.

+ Resumo do desvio para o vermelho Tipo dedesvio para o vermelho Geometria FórmulaWhere z = redshift; v|| = velocity parallel to line-of-sight (positive if moving away from receiver); c = speed of light; γ = Lorentz factor; a = scale factor; G = gravitational constant; M = object mass; r = radial Schwarzschild coordinate, gtt = t,t component of the metric tensor Doppler relativístico Espaço de Minkowski(espaço-tempo plano) Para movimento completamente nadireção radial ou na linha de visão:

para pequeno

Para movimento completamente na direção transversal:

para pequeno Desvio para o vermelho cosmológico Espaço-tempo de FLRW(expandindo o universo do Big Bang) Lei de Hubble:

para Desvio para o vermelho gravitacional qualquer espaço-tempo estacionário Para a geometria de Schwarzschild:

 for

Em termos de velocidade de escape:

para

Efeito Doppler