Kalkulator przesunięcia ku czerwieni i prędkości ucieczki
Zamień przesunięcie ku czerwieni z (lub długości fali obserwowaną i spoczynkową) na prędkość ucieczki i odległość Hubble'a, z regulowaną stałą Hubble'a.
O tym narzędziu
Kalkulator przesunięcia ku czerwieni i prędkości ucieczki przelicza przesunięcie ku czerwieni galaktyki na to, jak szybko się oddala i w przybliżeniu jak daleko leży. Wpisz przesunięcie z bezpośrednio albo podaj obserwowaną i spoczynkową (laboratoryjną) długość fali linii widmowej, a z zostanie obliczone za Ciebie.
Przesunięcie ku czerwieni z = (λ_obserwowana − λ_spoczynkowa) ÷ λ_spoczynkowa. Prędkość ucieczki przy małym przesunięciu to v = c × z, natomiast relatywistyczna postać Dopplera v = c × ((1+z)² − 1) ÷ ((1+z)² + 1) utrzymuje prędkość poniżej prędkości światła dla dużych z. Odległość Hubble'a = v ÷ H₀, gdzie stała Hubble'a H₀ domyślnie wynosi 70 km/s/Mpc i może być zmieniona na dowolną preferowaną wartość.
Prędkość światła przyjmuje się jako 299 792,458 km/s, a odległość jest podawana zarówno w megaparsekach, jak i w milionach lat świetlnych. Są to proste szacunki kosmologiczne, a nie pełny model ΛCDM, ale oddają zasadniczą zależność prawa Hubble'a między przesunięciem ku czerwieni, prędkością a odległością. Wszystko jest obliczane w Twojej przeglądarce.
Najczęściej zadawane pytania
Czym jest przesunięcie ku czerwieni z?
Mierzy, jak bardzo linia widmowa jest rozciągnięta ku dłuższym falom: z = (obserwowana − spoczynkowa) ÷ spoczynkowa. Dodatnie z oznacza, że źródło się oddala (przesunięcie ku czerwieni); ujemne z oznacza, że się zbliża (przesunięcie ku fioletowi).
Kiedy powinienem używać prędkości relatywistycznej?
Dla małych z (poniżej około 0,1) v = cz jest dokładne. W miarę wzrostu z cz w końcu przekracza prędkość światła, więc stosuje się relatywistyczny wzór Dopplera, aby utrzymać prędkość ucieczki fizycznie poniżej c.
Jak szacowana jest odległość Hubble'a?
Zgodnie z prawem Hubble'a odległość = prędkość ucieczki ÷ H₀. Przy H₀ = 70 km/s/Mpc wynik jest w megaparsekach, pokazany też w milionach lat świetlnych. Zmiana H₀ skaluje odległość odwrotnie proporcjonalnie.
Czy mogę użyć tego dla galaktyk kosmologicznych (o dużym z)?
Daje przydatne pierwsze przybliżenie, ale bardzo odległe galaktyki wymagają pełnego modelu kosmologicznego uwzględniającego historię ekspansji i ciemną energię. Odległości dla dużych z traktuj tutaj jako przybliżone wartości prawa Hubble'a.