Calculadora de corrimiento al rojo

El corrimiento al rojo mide cuánto más larga se observa la longitud de onda de una característica espectral conocida respecto de su valor de laboratorio. Se define como z = (longitud observada - longitud en reposo) / longitud en reposo, equivalente a dividir la observada entre la de reposo y restar uno. Un valor positivo indica corrimiento al rojo y uno negativo, al azul. Como la razón es adimensional, ambas longitudes pueden expresarse en nanómetros, ángstroms u otra unidad, siempre que coincidan. Para el movimiento a lo largo de la línea de visión, esta calculadora convierte el corrimiento al rojo en velocidad radial mediante la relación Doppler de la relatividad especial. La expresión exacta usa beta = ((1 + z) al cuadrado - 1) / ((1 + z) al cuadrado + 1), y después velocidad = beta por la velocidad de la luz. Con un corrimiento muy pequeño, se aproxima a la conocida relación velocidad = cz. La forma relativista evita que la velocidad inferida supere la de la luz al aumentar el corrimiento. Luego se estima la distancia con la ley de Hubble: distancia = velocidad / H0. La constante predeterminada es 70 kilómetros por segundo por megapársec, un valor redondeado útil para cálculos educativos. Esto significa que una galaxia a un megapársec participa en la expansión cósmica a unos 70 kilómetros por segundo en el modelo lineal local. Diferentes métodos observacionales y análisis cosmológicos dan valores algo distintos de H0, por lo que el campo es editable. La velocidad Doppler y la distancia de Hubble son aproximaciones útiles, sobre todo para galaxias cercanas cuyo movimiento sigue principalmente la expansión cósmica. No constituyen un cálculo cosmológico completo de distancia. A corrimientos moderados y altos, la relación entre corrimiento, tiempo de mirada al pasado, distancia comóvil, distancia de luminosidad y distancia de diámetro angular depende de la densidad de materia, la energía oscura, la curvatura y la historia de expansión. Las velocidades peculiares debidas a la gravedad local también pueden dominar sobre el flujo de Hubble en objetos cercanos. La identificación espectral es esencial. Los astrónomos comparan líneas reconocibles de absorción o emisión, como hidrógeno alfa, con longitudes de reposo calibradas. La incertidumbre de medición, la superposición de líneas, la calibración instrumental, las convenciones de longitud en aire o vacío y una identificación incorrecta afectan a z. Usar varias líneas da un resultado más sólido que depender de una sola característica. Usa esta calculadora para clases, comprobaciones rápidas de espectros y comprensión del corrimiento al rojo y la recesión. No uses su distancia lineal de Hubble como resultado preciso en cosmología de alto corrimiento. El análisis profesional suele ajustar un modelo cosmológico e indicar el sistema de referencia, la convención de longitud de onda, la incertidumbre y los parámetros adoptados para permitir reproducir el cálculo.