Преобразуйте спектральное красное смещение z (или наблюдаемую и покоящуюся длины волн) в скорость удаления и расстояние Хаббла с настраиваемой постоянной Хаббла.
Об этом инструменте
Калькулятор красного смещения и скорости удаления преобразует красное смещение галактики в то, как быстро она удаляется и примерно как далеко она находится. Введите красное смещение z напрямую или укажите наблюдаемую и покоящуюся (лабораторную) длины волн спектральной линии, и z будет вычислено за вас.
Красное смещение z = (λ_наблюдаемая − λ_покоящаяся) ÷ λ_покоящаяся. Скорость удаления при малом красном смещении равна v = c × z, тогда как релятивистская доплеровская форма v = c × ((1+z)² − 1) ÷ ((1+z)² + 1) удерживает скорость ниже скорости света для больших z. Расстояние Хаббла = v ÷ H₀, где постоянная Хаббла H₀ по умолчанию равна 70 км/с/Мпк и может быть настроена на любое предпочитаемое вами значение.
Скорость света принята равной 299 792,458 км/с, а расстояние приводится как в мегапарсеках, так и в миллионах световых лет. Это простые космологические оценки, а не полная модель ΛCDM, но они отражают основное соотношение закона Хаббла между красным смещением, скоростью и расстоянием. Всё вычисляется в вашем браузере.
Часто задаваемые вопросы
Что такое красное смещение z?
Оно измеряет, насколько спектральная линия растянута в сторону бо́льших длин волн: z = (наблюдаемая − покоящаяся) ÷ покоящаяся. Положительное z означает, что источник удаляется (красное смещение); отрицательное z означает, что он приближается (синее смещение).
Когда мне использовать релятивистскую скорость?
Для малых z (ниже примерно 0,1) v = cz точна. По мере роста z, cz в конце концов превышает скорость света, поэтому используется релятивистская доплеровская формула, чтобы удержать скорость удаления физически ниже c.
Как оценивается расстояние Хаббла?
По закону Хаббла, расстояние = скорость удаления ÷ H₀. При H₀ = 70 км/с/Мпк результат в мегапарсеках, также показан в миллионах световых лет. Изменение H₀ обратно масштабирует расстояние.
Могу ли я использовать это для космологических (высокие z) галактик?
Он даёт полезную первую оценку, но очень далёким галактикам нужна полная космологическая модель, учитывающая историю расширения и тёмную энергию. Относитесь к расстояниям с высоким z здесь как к приблизительным значениям закона Хаббла.