درباره این ابزار
ماشینحساب انتقال به سرخ و سرعت پسروی، انتقال به سرخ یک کهکشان را به سرعت پسروی آن و تقریباً فاصلهاش تبدیل میکند. انتقال به سرخ z را مستقیماً وارد کنید، یا طولموجهای مشاهدهشده و ساکن (آزمایشگاهی) یک خط طیفی را بدهید و z برای شما محاسبه میشود.
انتقال به سرخ z = (λ_observed − λ_rest) ÷ λ_rest. سرعت پسروی در انتقال به سرخ پایین v = c × z است، در حالی که شکل دوپلر نسبیتی v = c × ((1+z)² − 1) ÷ ((1+z)² + 1) سرعت را برای z بزرگ زیر سرعت نور نگه میدارد. فاصله هابل = v ÷ H₀، که در آن ثابت هابل H₀ بهطور پیشفرض 70 km/s/Mpc است و میتواند به هر مقداری که ترجیح میدهید تنظیم شود.
سرعت نور 299,792.458 km/s در نظر گرفته میشود، و فاصله هم برحسب مگاپارسک و هم میلیونها سال نوری گزارش میشود. اینها تخمینهای کیهانشناختی ساده هستند نه یک مدل کامل ΛCDM، اما رابطه اصلی قانون هابل بین انتقال به سرخ، سرعت و فاصله را در بر میگیرند. همه چیز در مرورگر شما محاسبه میشود.
پرسشهای پرتکرار
انتقال به سرخ z چیست؟
اندازه میگیرد که یک خط طیفی چقدر به سمت طولموجهای بلندتر کشیده شده است: z = (مشاهدهشده − ساکن) ÷ ساکن. یک z مثبت یعنی منبع در حال دور شدن است (انتقال به سرخ)؛ یک z منفی یعنی در حال نزدیک شدن است (انتقال به آبی).
چه زمانی باید از سرعت نسبیتی استفاده کنم؟
برای z کوچک (زیر حدود 0.1) v = cz دقیق است. با رشد z، cz در نهایت از سرعت نور فراتر میرود، بنابراین از فرمول دوپلر نسبیتی استفاده میشود تا سرعت پسروی را از نظر فیزیکی زیر c نگه دارد.
فاصله هابل چگونه تخمین زده میشود؟
طبق قانون هابل، فاصله = سرعت پسروی ÷ H₀. با H₀ = 70 km/s/Mpc نتیجه برحسب مگاپارسک است، همچنین برحسب میلیونها سال نوری نشان داده میشود. تغییر H₀ فاصله را بهطور معکوس مقیاس میکند.
آیا میتوانم از این برای کهکشانهای کیهانشناختی (z بالا) استفاده کنم؟
یک تخمین اولیه مفید میدهد، اما کهکشانهای بسیار دور به یک مدل کیهانشناختی کامل نیاز دارند که تاریخ انبساط و انرژی تاریک را در نظر بگیرد. فاصلههای z بالا را در اینجا بهعنوان مقادیر تقریبی قانون هابل در نظر بگیرید.
ابزارهای بیشتر