Como funciona o desvio cosmológico na prática
Quando você mede o espectro de uma galáxia distante e nota que as linhas de absorção do hidrogênio não estão nos comprimentos de onda esperados, algo está acontecendo. O deslocamento observado na distância média revela o fenômeno da expansão do universo, sim, mas o trabalho real fica entre a coleta dos dados e a interpretação final. A maioria das pessoas para na fórmula de Hubble e acha que entendeu o suficiente. Não entenderam.Na prática, medir redshift exige cuidado com calibração instrumental. Um espectrógrafo mal calibrado pode deslocar todas as linhas em alguns quilômetros por segundo, e isso parece insignificante até você tentar comparar medições de epoch diferentes. Eu já perdi três noites tentando reconciliar dados de duas câmaras diferentes porque o padrão de argônio usado na calibração tinha uma linha impura que eu não havia identificado. A solução foi usar linhas de estrelas de calibração padrão em vez de lâmpadas de descarga, o que reduziu o erro sistemático de cerca de 5 km/s para menos de 1 km/s.
O que o deslocamento observado na distância média revela o fenômeno da expansão cósmica
O cálculo em si é simples demais para ser confiável sem contexto. Você pega o comprimento de onda observado, subtrai o comprimento de onda de laboratório, divide pelo valor de laboratório e pronto. O valor de z resultante diz o quanto o universo expandiu desde que aquela luz foi emitida. Mas existem armadilhas que não aparecem em livros didáticos. Primeira armadilha: o redshift não é puramente cosmológico em galáxias próximas. Movimentos peculiares podem contribuir significativamente. Uma galáxia no aglomerado de Virgem pode ter um redshift adicional de alguns mil por segundo apenas porque está caindo em direção ao superaglomerado. Para galáxias a menos de 100 megaparsecs, isso representa uma fração importante do z total e distorce sua estimativa de distância se você usar a lei de Hubble cegamente.
Segunda armadilha: a seleção de linhas espectrais importa muito mais do que parece. Linhas de Balmer são úteis mas saturam rápido em objetos muito vermelhos. Linhas do metalmônio e do ferro funcionam melhor em altos z, mas exigem resolução espectral maior. Eu uso normalmente o par Ca II H & K com linhas do ferro em z entre 0,1 e 0,5. Acima de z = 0,8, troco para as linhas do floresta Lyman, mas aí preciso de um espectrógrafo com resolução R acima de 8.000 senão as linhas se sobrepõem e o ajuste fica instável.
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Método passo a passo para medição confiável
Comece sempre com a subtração do sky background. Se você pulou esse passo, todas as linhas que parecem identificar vão estar levemente deslocadas porque a emissão atmosférica não foi removida corretamente. Use regiões do espectro sem linhas astronômicas para modelar o sky e subtraia antes de qualquer coisa. Depois, normalize o continuum. Um ajuste polinomial de grau 3 a 5 funciona na maioria dos casos. Não use polinômios de grau alto demais senão você começa a remover características reais do espectro. A normalização é sensível, especialmente em objetos com continuum íngreme como quasares.
A identificação das linhas vem em seguida. Monte uma tabela com os comprimentos de onda de laboratório das linhas que espera encontrar e faça um cross-correlação com o espectro observado. O software padrão do campo usa o algoritmo de Ferrando-Kitchatinov ou variações do fxcor no IRAF. Eu prefiro uma implementação própria em Python com interpolação cúbica porque o fxcor tem problemas de precisão quando o deslocamento é maior que 2000 km/s. O ajuste final usa mínimos quadrados sobre as linhas identificadas. Não confie em uma única linha. Use pelo menos cinco linhas bem separadas em comprimento de onda. A incerteza estatística cai com a raiz quadrada do número de linhas, mas o erro sistemático não cai nada. Se cinco linhas dão z = 0,2341 e dezesseis linhas dão z = 0,2341, você tem confiança estatística mas não necessariamente confiança no resultado final.
Limitações que ninguém menciona
Redshift medido não é sinônimo de distância medida. A relação entre z e distância depende do modelo cosmológico que você escolhe, e modelos diferentes dão resultados diferentes a partir de z 0,5. Com os parâmetros atuais do Planck, um objeto em z = 1,0 está a cerca de 3,3 Gpc de comovimento, mas isso muda se você variar Omega_m em apenas 0,02. Para trabalhos de precisão, sempre reporte o modelo cosmológico usado junto com o redshift. Outro problema séria é a extinção interestelar. Poeira na galáxia hospedeira pode alterar a forma do continuum e deslocar aparentemente as linhas se o perfil de extinção não for considerado. Em galáxias com formação estelar ativa, o efeito é menor porque o continuum é dominado por estrelas jovens, mas em galáxias elípticas antigas pode introduzir viés de até 0,001 em z.
Se o seu objetivo é apenas classificar objetos e não medir distâncias com precisão, o método de template fitting é mais rápido e robusto. Você compara o espectro observado com uma grade de templates e acha o melhor ajuste. Funciona bem para z até cerca de 3 com dados de baixa resolução. Mas template fitting esconde informações sobre linhas de emissão fracas que um ajuste manual capturaria. O redshift é uma ferramenta poderosa, mas cada medição carrega suposições que precisam ser documentadas. Calibração, modelo cosmológico, seleção de linhas, tratamento do continuum. Se você anotar tudo isso, o resultado vale a pena. Se não anotar, alguém vai questionar e você não vai conseguir responder.
