آلة حساب الانزياح الأحمر
معدل توسع الكون بالكيلومترات/ثانية لكل ميغابارسيك
أدخل قيمك
اختر وضعًا أعلاه، أدخل الأطوال الموجية أو قيمة الانزياح الأحمر، وسيظهر الحاسبة على الفور سرعة التراجع، والمسافات الكونية، ووقت النظر إلى الوراء، والمزيد.
كيفية استخدام حاسبة الانزياح الأحمر
اختر وضع الإدخال الخاص بك
اختر وضع الطول الموجي إذا كان لديك قياسات طيفية (الأطوال الموجية المرصودة والراحة)، وضع الانزياح الأحمر إذا كنت تعرف بالفعل قيمة ز من كتالوج أو قاعدة بيانات، أو وضع السرعة لتحويل سرعة التراجع إلى انزياح أحمر ومسافة. انقر على علامة الوضع أعلاه الحاسبة للتبديل.
أدخل قيمك
في وضع الطول الموجي، اكتب الطول الموجي المرصود واستخدم إعدادات الخط الطيفي لملء الأطوال الموجية الشائعة مثل H-alpha (656.3 نانومتر) أو Lyman-alpha (121.6 نانومتر). في وضع الانزياح الأحمر، انقر على إعداد كائن (M31، كومه، CMB) أو اكتب أي قيمة ز. تقوم الحاسبة بالتحديث تلقائيًا أثناء الكتابة.
مراجعة النتائج
تعرض لوحة النتائج الانزياح الأحمر ز، وسرعة التراجع كنسبة من سرعة الضوء (مع مقياس ProgressRing)، والمسافات الكونية (المتحركة، اللمعان، وقطر الزاوي) كأشرطة معلمة، ورسم بياني لوقت النظر إلى الوراء يظهر مدى بُعدك في التاريخ الكوني الذي تراقبه.
ضبط علم الكون وتصدير
استخدم محدد ثابت هابل لمقارنة قيم بلانك 2018 مقابل SH0ES، أو قم بتوسيع الإعدادات المتقدمة لإدخال قيم Ω_m وΩ_Λ مخصصة. بمجرد أن تكون راضيًا، انقر على تصدير CSV لتنزيل جميع الكميات المحسوبة، أو طباعة النتائج لحفظ نسخة مناسبة للطباعة.
الأسئلة الشائعة
ما هو الانزياح الأحمر وكيف يختلف عن الانزياح الأزرق؟
الانزياح الأحمر (ز إيجابي) يعني أن الطول الموجي المرصود أطول من الطول الموجي المنبعث - مصدر الضوء يتحرك بعيدًا عنا أو أن الفضاء بيننا يتوسع، مما يمد الضوء. الانزياح الأزرق (ز سالب) يعني أن المصدر يقترب والطول الموجي مضغوط نحو أطوال موجية أقصر (أكثر زرقاء). في جيراننا الكوني، تعتبر مجرة أندروميدا (M31) المثال الأكثر شهرة لكائن ذو انزياح أزرق عند ز ≈ −0.001. تظهر معظم المجرات البعيدة انزياحًا أحمر بسبب توسع الكون. الانزياح الأحمر الجاذبي، حيث يفقد الضوء الذي يتسلق خارج بئر جاذبية الطاقة، هو آلية ثالثة ولكنه مهم بشكل رئيسي للأجسام المدمجة مثل النجوم النيوترونية والثقوب السوداء.
هل يمكن أن تتجاوز سرعة التراجع سرعة الضوء؟
نعم - وهذا لا ينتهك النسبية الخاصة. تعتبر سرعات التراجع الكونية التي تتجاوز سرعة الضوء شائعة للأجسام عند ز > 1.5 أو نحو ذلك. التمييز الرئيسي هو أن الفضاء نفسه يتوسع بين المجرات، وليس المادة تتحرك عبر الفضاء. تحظر النسبية الخاصة الأجسام من التحرك أسرع من الضوء عبر الفضاء، لكن التوسع المتركي للفضاء ليس له مثل هذا الحد. تعطي صيغة دوبلر النسبية المستخدمة في هذه الحاسبة مكون سرعة التراجع الناتج عن الحركة، والتي تظل دائمًا أقل من ج. قانون هابل v = H₀ × d هو تقريب مفيد لز منخفض ولكن لا ينبغي استنتاجه إلى ما بعد ز ≈ 0.1 دون التصحيح النسبي.
ما هو الفرق بين المسافة المتحركة، مسافة اللمعان، ومسافة القطر الزاوي؟
تجيب هذه المسافات الثلاثة على أسئلة فيزيائية مختلفة. المسافة الشعاعية المتحركة هي المسافة الصحيحة المقاسة في نظام إحداثي يتوسع مع الكون - هي ما ستقيسه إذا كنت تستطيع تجميد التوسع الكوني ووضع مسطرة. مسافة اللمعان أكبر من المسافة المتحركة بعامل (1+ز) وتستخدم لربط التدفق المرصود باللمعان الداخلي؛ هي ما تستنتجه من شمعة قياسية. مسافة القطر الزاوي أصغر من المسافة المتحركة بعامل (1+ز) وتخبرك بمدى ظهور كائن ما؛ بشكل لافت، بالنسبة لز > حوالي 1.6، تنخفض مع زيادة الانزياح الأحمر، لذا يمكن أن تبدو الأجسام البعيدة جدًا أكبر من الأجسام المتوسطة البعد. معامل المسافة هو مسافة اللمعان اللوغاريتمية المستخدمة عند العمل مع المقادير.
ما هو وقت النظر إلى الوراء وكيف يرتبط بعمر الكون؟
وقت النظر إلى الوراء هو الوقت المنقضي بين وقت انبعاث الضوء المرصود والآن. بالنسبة لمجرة عند ز = 1، يكون وقت النظر إلى الوراء حوالي 7.7 مليار سنة (اعتمادًا على المعلمات الكونية)، مما يعني أنك ترى المجرة كما كانت قبل 7.7 مليار سنة - عندما كان عمر الكون حوالي 6 مليار سنة. عمر الكون عند الانبعاث هو العمر الكلي للكون ناقص وقت النظر إلى الوراء. العمر الكلي للكون (ز = 0) مع معلمات بلانك 2018 هو حوالي 13.8 مليار سنة. الخلفية الكونية الميكروية عند ز = 1089 لها وقت نظر إلى الوراء يقارب 13.8 مليار سنة وتم انبعاثها بعد 380,000 سنة فقط من الانفجار العظيم.
ما هو توتر هابل ولماذا هو مهم؟
يشير توتر هابل إلى تباين كبير بين قياسين مستقلين للثابت الحالي لهابل H₀. تعطي تحليل بلانك 2018 للخلفية الكونية الميكروية H₀ ≈ 67.4 كم/ث/Mpc، بينما تعطي قياسات سلم المسافة المحلية (مثل SH0ES، باستخدام متغيرات سيفيد ونوع Ia من السوبرنوفا) باستمرار H₀ ≈ 73 كم/ث/Mpc. هذا الفرق ~10% قد نما إلى دلالة إحصائية فوق 5σ ولا يمكن تفسيره بأخطاء القياس. إذا كان حقيقيًا، فقد يشير إلى فيزياء جديدة تتجاوز نموذج ΛCDM القياسي - مثل الطاقة المظلمة المبكرة، أو أنواع الإشعاع الإضافية، أو الجاذبية المعدلة. يؤثر التوتر مباشرة على تقديرات المسافة ووقت النظر إلى الوراء، لذا تتيح لك هذه الحاسبة مقارنة النتائج تحت كلا الافتراضين.
ما مدى دقة حسابات المسافة والوقت في هذه الحاسبة؟
تستخدم الحسابات التكامل العددي (قاعدة سيمبسون) لمعادلة فريدمان مع 1,000 إلى 10,000 خطوة تكامل اعتمادًا على الانزياح الأحمر. بالنسبة للانزياحات الحمراء المعتدلة (ز < 100)، تكون الدقة أفضل من 0.1% مقارنةً بالحلول التحليلية أو الرقمية عالية الدقة. بالنسبة للانزياحات الحمراء العالية جدًا مثل CMB (ز = 1089)، تتجاهل الأداة مصطلح كثافة الإشعاع (Ω_R ≈ 9×10⁻⁵)، مما يقدم خطأ ~1% في وقت النظر إلى الوراء بالقرب من ز = 1089. لأغراض الفلك العملية - مطابقة القيم المنشورة للأجسام المعروفة، والتحقق من المسافات في الكتالوج، أو الدورات الدراسية - النتائج موثوقة حتى 3-4 أرقام معنوية لـ ز < 10 وحتى 2-3 أرقام معنوية بالقرب من ز = 1089.