Calculadora de desvio para o vermelho

O desvio para o vermelho mede quanto uma característica espectral conhecida é observada em um comprimento de onda maior que seu valor de laboratório. Define-se como z = (comprimento observado - comprimento de repouso) / comprimento de repouso, ou observado dividido pelo de repouso menos um. Um valor positivo indica desvio para o vermelho, e um negativo, para o azul. Como a razão é adimensional, ambos os comprimentos podem usar nanômetros, angströms ou outra unidade, desde que seja a mesma. Para movimento ao longo da linha de visada, esta calculadora converte o desvio em velocidade radial usando a relação Doppler da relatividade especial. A expressão exata usa beta = ((1 + z) ao quadrado - 1) / ((1 + z) ao quadrado + 1), seguida de velocidade = beta vezes a velocidade da luz. Para desvios muito pequenos, ela se aproxima da relação conhecida velocidade = cz. A forma relativística impede que a velocidade inferida ultrapasse a da luz conforme o desvio aumenta. Em seguida, a distância é estimada pela lei de Hubble: distância = velocidade / H0. A constante padrão é 70 quilômetros por segundo por megaparsec, um valor arredondado conveniente para estimativas educacionais. Isso significa que uma galáxia a um megaparsec participa da expansão cósmica a cerca de 70 quilômetros por segundo no modelo linear local. Métodos observacionais e análises cosmológicas diferentes produzem valores um pouco distintos de H0, por isso o campo é editável. A velocidade Doppler e a distância de Hubble são aproximações úteis, especialmente para galáxias próximas cujo movimento acompanha principalmente a expansão cósmica. Não constituem um cálculo completo de distância cosmológica. Em desvios moderados e altos, a relação entre desvio, tempo de olhar para trás, distância comóvel, distância de luminosidade e distância de diâmetro angular depende da densidade de matéria, da energia escura, da curvatura e do histórico de expansão. Velocidades peculiares causadas pela gravidade local também podem dominar o fluxo de Hubble em objetos próximos. A identificação espectral é essencial. Astrônomos comparam linhas reconhecíveis de absorção ou emissão, como hidrogênio alfa, com comprimentos de repouso calibrados. Incerteza de medição, sobreposição de linhas, calibração instrumental, convenções de comprimento no ar ou no vácuo e identificação incorreta afetam z. Usar várias linhas fornece um resultado mais robusto do que depender de uma única característica. Use esta calculadora em aulas, conferências rápidas de espectros e para desenvolver intuição sobre desvio e afastamento. Não use a distância linear de Hubble como resultado preciso na cosmologia de alto desvio. A análise profissional normalmente ajusta um modelo cosmológico e informa o referencial, a convenção de comprimento de onda, a incerteza e os parâmetros adotados para que outro pesquisador possa reproduzir o cálculo.