thumb|150px|Widmo uzyskane na Ziemi i odebrane z odległej galaktyki

Przesunięcie ku czerwieni, poczerwienienie, redshift – zjawisko fizyczne polegające na tym, że linie widmowe promieniowania elektromagnetycznego docierające z niektórych gwiazd lub galaktyk są przesunięte w stronę większych długości fali (mniejszych częstotliwości) .

Z definicji przesunięcie ku czerwieni jest pomniejszonym o jeden stosunkiem długości fali odebranej z ciała niebieskiego do długości fali emitowanej. Jeżeli emitowana fala ma długość a obserwuje się falę o długości to związek pomiędzy tymi długościami można wyrazić wzorem

gdzie jest przesunięciem ku czerwieni.

Określenie przesunięcia ku czerwieni wprowadzono ze względu na fakt, iż światło widzialne o najdłuższej fali ma kolor czerwony i w kierunku tego krańca widma przesuwają się linie. Zamiennie mówi się też o poczerwienieniu światła lub widma gwiazdy. Pojęcie to jest na tyle zakorzenione w astronomii, iż również dla zakresu długofalowego widma (podczerwieni czy wręcz fal radiowych) mówi się o przesunięciu ku czerwieni, choć tak naprawdę linie widmowe w tych pasmach oddalają się od barwy czerwonej.

W kosmologii efekt poczerwienienia obserwowany jest dla źródeł światła leżących w znacznej odległości od Ziemi (odległych galaktyk). Przesunięcie to jest proporcjonalne do odległości danego obiektu od Ziemi i jest podstawowym argumentem za modelem rozszerzającego się wszechświata (prawo Hubble’a-Lemaître’a).

Przesunięcie ku czerwieni wykrywa się, analizując położenie linii widmowych pochodzących z danego obiektu. Analizy dokonuje się poprzez porównanie spektroskopowe światła gwiazdy i linii widmowych pierwiastków w laboratorium (np. wodoru).

thumb|Zmiana długości fali światła (koloru) wywołana przybliżaniem i oddalaniem (dopplerowska) źródła światła

thumb|250px|Schematyczne przedstawienie przesunięcia ku czerwieni fali światła uciekającej z powierzchni bardzo masywnego obiektu. Graficzna prezentacja przesunięcia ku czerwieni wynikającego z grawitacyjnego zniekształcenia czasoprzestrzeni przez masywną gwiazdę o dużej gęstości, np. białego karłaUwaga: Ciało o dużej masie jest z lewej strony, masę ciała z prawej strony pominięto. Przesunięcie ku czerwieni jest wywołane kilkoma przyczynami: Oddalanie się źródła światła. Podobne zjawisko zachodzi dla fal dźwiękowych i jest nazywane efektem Dopplera. W tym przypadku, ponieważ mamy do czynienia ze światłem, jest to relatywistyczny efekt Dopplera. Rozszerzanie się wszechświata. Poczerwienienie występuje w widmach odległych galaktyk jako konsekwencja ekspansji wszechświata – odleglejsze galaktyki mają większe przesunięcie ku czerwieni. Grawitacja – światło „pokonując” grawitację traci energię, czyli zwiększa długość fali. Przykładem jest efekt Sachsa-Wolfe’a. Grawitacyjne przesunięcie ku czerwieni występuje także w płaskiej czasoprzestrzeni, czyli przy braku grawitacji. We wszechświecie statycznym Einsteina natomiast czasoprzestrzeń jest zakrzywiona, ale nie występuje grawitacyjne przesunięcie ku czerwieni.

Analogicznie, przesunięcie ku fioletowi występuje, gdy obserwowane źródło światła zbliża się do obserwatora. Takie widma obserwuje się dla obiektów poruszających się w stronę Ziemi (np. Galaktyka Andromedy). Pole grawitacyjne również bywa powodem przesunięcia ku fioletowi.

Historia Historia odkrycia ma swój początek w XIX wieku i jest powiązana z efektem Dopplera. Christian Doppler wyjaśnił to zjawisko po raz pierwszy w roku 1842, a jego hipoteza została potwierdzona przez holenderskiego naukowca Christophorusa Buys-Ballot w 1845. Doppler prawidłowo przewidział, iż ten fenomen można stosować w przypadku każdego rodzaju fal, ponadto zasugerował, że zróżnicowanie koloru gwiazd może być wynikiem ich ruchu względem Ziemi. Zanim to zweryfikowano, odkryto iż kolory gwiazd miały związek z ich temperaturą, a nie ruchem.

Pierwsze przesunięcie ku czerwieni Dopplera zostało opisane przez francuskiego fizyka Armanda Fizeau w 1848 – wskazał on przesunięcie w liniach spektralnych gwiazd. Czasami efekt jest nazywany „efektem Dopplera-Fizeau”. W 1868 brytyjski astronom William Huggins jako pierwszy oszacował prędkość gwiazdy oddalającej się od Ziemi, używając wspomnianej metody.

W 1871 optyczne przesunięcie ku czerwieni potwierdzono, gdy zaobserwowano je w liniach Fraunhofera. W 1887 Hermann Vogel i Julius Scheiner odkryli tzw. roczny efekt Dopplera – coroczną zmianę w przesunięciu Dopplera gwiazd, znajdujących się w pobliżu ekliptyki, spowodowane prędkością orbitalną Ziemi. W 1901 Aristarch Biełopolski zweryfikował optyczne przesunięcie ku czerwieni za pomocą systemu rotujących luster.

Określenia „przesunięcie ku czerwieni” najwcześniej użył prawdopodobnie amerykański astronom Walter Sydney Adams w roku 1908, gdy wspomniał on o „dwóch metodach badania natury przesunięcia ku czerwieni”.

Wraz z obserwacjami, które rozpoczęto w 1912, Vesto Slipher odkrył, że większość galaktyk spiralnych, które wówczas uważano za mgławice spiralne, miała znaczące przesunięcia ku czerwieni. Trzy lata później jego artykuł pojawił się w czasopiśmie „Popular Astronomy”. W artykule stwierdził, iż znane wcześniej metody mogły służyć nie tylko do badań spektrum galaktyk, lecz również ich prędkości. Slipher odnotował prędkości 15 mgławic, natomiast wszystkie – oprócz trzech – miały tzw. „prędkość dodatnią”. Następnie Edwin Hubble wykazał przewidzianą w 1927 roku przez Georges Lemaître zależność pomiędzy przesunięciami ku czerwieni tych „mgławic” oraz dystansem do nich, formułując prawo nazwane prawem Hubble’a-Lemaître’a. Te obserwacje potwierdziły prace Aleksandra Friedmana z roku 1922, kiedy opracował on słynne równania Friedmana. Obecnie są one uznawane jako mocny dowód na rozszerzanie się Wszechświata oraz na potwierdzenie teorii Wielkiego Wybuchu.

Pomiar oraz interpretacja Zmierzenie spektrum światła pochodzącego z jednego źródła (por. ilustrację na początku artykułu) jest możliwe. Aby określić przesunięcie ku czerwieni, poszukuje się takich elementów widma, jak linie absorpcyjne, linie emisyjne lub inne zmiany natężenia światła. Jeśli te parametry zostaną znalezione, można je porównać ze znanymi cechami w spektrum różnych związków chemicznych poprzez eksperymentowanie na związkach występujących na Ziemi. Bardzo powszechnym pierwiastkiem w kosmosie jest wodór. Spektrum pierwotnie pozbawionego cech światła padającego przez wodór pokaże sygnatury widmowe charakterystyczne dla wodoru, który wykazuje pewne cechy w regularnych odstępach czasu. Gdyby analizę ograniczyć tylko do linii absorpcyjnych, widmo wyglądałoby podobnie jak na ilustracji (u góry po prawej). Jeśli ten sam schemat występowania interwałów jest obecny w obserwowanym widmie z odległego źródła (lecz występuje przy przesuniętych długościach fal), wówczas także można zidentyfikować obecność tego pierwiastka. Jeśli ta sama linia widmowa zostanie zidentyfikowana w obu widmach – ale przy różnych długościach fal – wówczas można obliczyć przesunięcie ku czerwieni (zob. tabelę poniżej). Do określenia przesunięcia ku czerwieni obiektu tą metodą wymagana jest wartość częstotliwości lub zakresu długości fali.

Aby obliczyć przesunięcie ku czerwieni, potrzebna jest wartość długości fali taka, jaka zostałaby zmierzona przez obserwatora znajdującego się w sąsiedztwie źródła i poruszającego się wraz z nim. Ponieważ takiego pomiaru nie można wykonać bezpośrednio (wymagałoby to podróży do odległej gwiazdy będącej obiektem badań), stosuje się metodę wykorzystującą opisane linie widmowe. Przesunięć ku czerwieni nie można obliczyć w następujących przypadkach: poprzez obserwacje niezidentyfikowanych cech, których częstotliwość spoczynkowa jest nieznana, gdy rozważane widmo nie posiada żadnych cech, gdy występuje tzw. Szum biały (przypadkowe fluktuacje w widmie)Zob. konferencję NASA z 25.05.2004 odnośnie do statelity Swift poszukującego rozbłysków gamma: „Pomiary widm promieniowania gamma uzyskane podczas głównego rozbłysku GRB okazały się mało wartościowe jako wskaźniki przesunięcia ku czerwieni ze względu na brak dobrze zdefiniowanych cech. Jednak w rezultacie obserwacji optycznych poświat rozbłysków otrzymano widma z możliwymi do zidentyfikowania liniami, co prowadzi do precyzyjnych pomiarów przesunięcia ku czerwieni”..

Przesunięcie ku czerwieni (i przesunięcie ku fioletowi) można opisać jako względną różnicę między obserwowanymi a emitowanymi długościami (lub częstotliwościami) fal, emitowanych przez obiekt. W astronomii odwołanie do tej zmiany wykonuje się umownie za pomocą tzw. wielkości bezwymiarowej oznaczanej literą z. Jeśli λ reprezentuje długość fali, a f reprezentuje częstotliwość (należy zaznaczyć, że gdzie jest prędkością światła), wówczas z jest określone poniższymi równaniamiW celu informacji nt. definiowania oraz interpretowania dużych wartości przesunięć ku czerwieni, zob. Extragalactic Redshifts.:

+ Obliczanie przesunięcia ku czerwieni, Na podstawie długości fali Na podstawie częstotliwości fali

Po zmierzeniu wartości z, rozróżnienie między przesunięciem ku czerwieni a przesunięciem ku fioletowi jest po prostu kwestią tego, czy z jest dodatnie czy ujemne. Na przykład Dopplerowskie przesunięcia ku fioletowi są związane z obiektami poruszającymi się w stronę obserwatora (zbliżającymi się do niego). Analogicznie, Dopplerowskie przesunięcia ku czerwieni są związane z obiektami oddalającymi się od obserwatora. Podobnie, grawitacyjne przesunięcia ku fioletowi są związane ze światłem emitowanym ze źródła znajdującego się w słabszym polu grawitacyjnym, obserwowanym z silniejszego pola grawitacyjnego, podczas gdy grawitacyjne przesunięcie ku czerwieni implikuje przeciwne warunki.

Wzory Dla poszczególnych przestrzeni można wyprowadzić różne wzory na przesunięcie ku czerwieni, jak przedstawiono w poniższej tabeli. W każdym z przypadków, wielkość przesunięcia (wartość ) jest niezależna od długości fali.

Oznaczenia: – przesunięcie ku czerwieni, – prędkość (jeżeli obiekt oddala się od obserwatora, wartość jest dodatnia), – prędkość światła w próżni, – czynnik Lorentza, – czynnik skali, – stała grawitacji, – masa obiektu, – współrzędne Schwarzschilda, – komponenty tensoru metrycznego.

+ Tabela przesunięć ku czerwieni Rodzaj przesunięcia Przestrzeń Wzór Relatywistyczny efekt Dopplera czasoprzestrzeń Minkowskiego(płaska czasoprzestrzeń) dla małych wartości dla ruchu, który odbywa się dokładnie w kierunku promieniowania dla ruchu „poprzecznego”. Kosmologiczne przesunięcieku czerwieni czasoprzestrzeń FLRW(rozszerzający się wszechświat) Grawitacyjne przesunięcieku czerwieni dowolna stacjonarna czasoprzestrzeń(np. metryka Schwarzschilda) (dla metryki Schwarzschilda, )

Efekt Dopplera

thumb|Efekt Dopplera: żółta kula (długość fali ok. 575 nm) – w miarę zbliżania się do obserwatora – zmienia kolor na zielony (przesunięcie ku fioletowi – długość fali wynosi ok. 565 nm), po czym zmienia kolor na pomarańczowy gdy się oddala (przesunięcie ku czerwieni – długość fali ok. 585 nm), a gdy przestaje się poruszać – przybiera z powrotem żółty kolor. Aby zaobserwować zmianę koloru w takim stopniu, obiekt musiałby poruszać się z prędkością ok. 5200 km/s, tj. ok. 75 razy szybciej niż wynosi rekord prędkości ustanowiony przez sondę kosmiczną Helios 2.

Jeżeli źródło światła oddala się od obserwatora, wówczas następuje przesunięcie ku czerwieni jeśli źródło zbliża się od obserwatora, wówczas następuje przesunięcie ku fioletowi Zależność ta występuje dla każdego rodzaju fal elektromagnetycznych, a jej naturę wyjaśnia efekt Dopplera. Tym samym, taki typ przesunięcia ku czerwieni jest nazywany dopplerowskim przesunięciem ku czerwieni. Jeżeli źródło oddala się od obserwatora z prędkością która jest dużo mniejsza od prędkości światła w próżni wówczas przesunięcie ku czerwieni wynosi:     (gdy ),

gdzie jest prędkością światła w próżni. W klasycznym przypadku efektu Dopplera, częstotliwość źródła nie ulega zmianie, lecz ruch recesyjny powoduje złudzenie niższej częstotliwości.