Γραμμές απορρόφησηςστοορατό φάσμα μακρινής ομάδας γαλαξίων (δεξιά) σε σχέση με τις γραμμές απορρόφησης του ήλιου (αριστερά). Τα βέλη δείχνουν τη μετατόπιση προς το ερυθρό. Το μήκος κύματος αυξάνεται προς ερυθρό και πάνω (η συχνότητα μειώνεται).
Ορισμένες μετατοπίσεις προς το ερυθρό, οφείλονται στοφαινόμενο Ντόπλερ, όμοια μετη φαινομενική αλλαγή της συχνότηταςτουήχου από σειρήνα ή ήχο μηχανής διερχόμενου αυτοκινήτου, η ερυθρή μετατόπιση εμφανίζεται όταν μια πηγή απομακρύνεται από τον παρατηρητή. Μια άλλου είδους μετατόπιση προς το ερυθρό, είναι αυτή της κοσμολογικής μετατόπισης προς το ερυθρό, λόγω της διαστολής του σύμπαντος από τονόμο τουΧαμπλ, όπου για πολύ μακρινές πηγές φωτός (συνήθως μερικά εκατομμύρια έτη φωτός μακρυά), η μετατόπιση προς το ερυθρό σχετίζεται μετην απόστασή τους από τηΓη. Τέλος η βαρυτική μετατόπιση προς το ερυθρό, που προβλέπεται από τηγενική σχετικότητα, στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία που εξέρχεται από κάποιο βαρυτικό πεδίο. Αντίθετα ανηηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία πλησιάζει κάποιο βαρυτικό πεδίο παρατηρείται μετατόπιση προς το κυανό.
Ανκαιη γνώση της ερυθρής και της κυανής μετατόπισης έχει εφαρμοστεί σε αρκετές επίγειες τεχνολογίες (όπως το ραντάρ Ντόπλερ), η μετατόπιση προς το ερυθρό εμφανίζεται περισσότερο στην αστρονομική φασματοσκοπίαγιατην παρατήρηση και μελέτη ουράνιων σωμάτων.[1]
Φαινόμενο του Ντόπλερ. Κίτρινη (μήκους κύματος ~575 nm) μπάλα πρασινίζει (κυανή μετατόπισησε μήκος κύματος ~565 nm) όταν πλησιάζει τον παρατηρητή και γίνεται πορτοκαλί (ερυθρή μετατόπιση στα ~585 nm) καθώς απομακρύνεται (και ξαναγίνεται κίτρινη όταν σταματάει). Γιανα παρατηρήσουμε στην πραγματικότητα τέτοια αλλαγή στο χρώμα, η μπάλα θα πρέπει να κινείται με περίπου 5200 km/s, ή 75 φορές γρηγορότερα από τον ταχύτερο δορυφόρο που έχει κατασκευαστεί ποτέ (Helios II).
Ανμια πηγή φωτός απομακρύνεται σε σχέση μετον παρατηρητή, τότε συμβαίνει μετατόπιση προς το ερυθρό (z > 0). Ανη πηγή πλησιάζει τον παρατηρητή, τότε συμβαίνει μετατόπιση προς το κυανό (z < 0). Αυτό συμβαίνει για όλα τα ηλεκτρομαγνητικά κύματα και περιγράφεται από τοφαινόμενο Ντόπλερ. Αυτού του τύπου η μετατόπιση λέγεται καιερυθρή μετατόπιση Ντόπλερ.
Ανη πηγή απομακρύνεται από τον παρατηρητή μεμιαταχύτηταv, πολύ μικρότερη από την ταχύτητα του φωτός (), η μετατόπιση προς το ερυθρό δίνεται από
Στο κλασικό φαινόμενο Ντόπλερ, η συχνότητα της πηγής δεν μεταβάλλεται στην πραγματικότητα, αλλά δημιουργείται η ψευδαίσθηση της μικρότερης συχνότητας λόγω της σχετικής κίνησης.
Μιαποιο ολοκληρωμένη αντιμετώπιση της μετατόπισης προς το ερυθρό λόγω Ντόπλερ, είναι να λάβουμε υπ' όψιν τασχετικιστικά φαινόμενα που συνδέονται μετην κίνηση των πηγών, κοντά στην ταχύτητα του φωτός. Τα σώματα που κινούνται κοντά στην ταχύτητα του φωτός θα παρουσιάζουν διαφορές μετον παραπάνω τύπο λόγω της διαστολής του χρόνου της ειδικής σχετικότητας, που διορθώνεται όμως από την εισαγωγή τουπαράγοντα Λόρεντζγ.
Η μετατόπιση προς το ερυθρό λόγω βαρύτητας ή βαρυτική μετατόπιση προς το ερυθρό εμφανίζεται λόγω διαστολής του χρόνου σεβαρυτικό πεδίο, όπως προβλέπει ηγενική θεωρία της σχετικότητας. Ηπιο συνήθης εξίσωση της βαρυτικής μετατόπισης προς το ερυθρό εφαρμόζεται στην περίπτωση μιας εξωτερικά μη περιστρεφόμενης, χωρίς φορτίο, σφαιρικής μάζας. Η εξίσωση είναι:
ημάζατου σώματος που δημιουργεί το βαρυτικό πεδίο,
η ακτινική συντεταγμένη από το σημείο εκπομπής (ανάλογα μετη κλασική περίπτωση της μέτρησης της απόστασης από το κέντρο του σώματος - η απόσταση αυτή προκύπτει από τις συντεταγμένες Schwarzschild),
η ακτινική συντεταγμένη από τον παρατηρητή (ο παρατηρητής στον παραπάνω τύπο βρίσκεται σε πολύ μεγάλη απόσταση (στο άπειρο)) και
Το φαινόμενο αυτό ανκαι είναι πολύ μικρό στηΓη, μπορεί να μετρηθεί μέσω τουφαινομένου Μοσμπάουερκαι παρατηρήθηκε για πρώτη φορά από τοπείραμα Pound–Rebkaτου 1959.[3] Ωστόσο, η μετατόπιση είναι σημαντική κοντά σεμελανή οπήκαι καθώς ένα αντικείμενο πλησιάζει στονορίζοντα γεγονότωνη μετατόπιση προς το ερυθρό γίνεται άπειρη.[4] Αποτελεί επίσης, τον κυρίαρχο λόγο των μεγάλων θερμοκρασιακών διακυμάνσεων στηνακτινοβολία υποβάθρου.[5]
Η μετατόπιση προς το ερυθρό που παρατηρείται στην αστρονομία, μπορεί να μετρηθεί μέσω τουφάσματος εκπομπήςκαιαπορρόφησηςτωνατόμων, τα οποία είναι γνωστά και χαρακτηριστικά γιατο κάθε άτομο, όπως έχουν μετρηθεί εδώ στηΓη επανειλημμένως σε εργαστήρια μέσω της φασματοσκοπίας. Οι μετρήσεις της μετατόπισης προς το ερυθρό (z) των γραμμών απορρόφησης και εκπομπής κάποιου ουράνιου σώματος, παρουσιάζει σημαντική σταθερότητα. Στα πολύ μακρινά σώματα, οι γραμμές μπορεί να είναι θολές ή πεπλατυσμένες, αλλά εξηγούνται από τη θερμική ή μηχανική κίνηση της πηγής.
