Calculadora de Redshift
Tasa de expansión del universo en km/s por Megaparsec
Ingresa tus valores
Seleccione un modo arriba, ingrese longitudes de onda o un valor de corrimiento al rojo, y la calculadora mostrará instantáneamente la velocidad de recesión, distancias cosmológicas, tiempo de retroceso y más.
Cómo Usar la Calculadora de Corrimiento al Rojo
Elige Tu Modo de Entrada
Seleccione el Modo de Longitud de Onda si tiene mediciones espectroscópicas (longitudes de onda observadas y en reposo), Modo de Corrimiento al Rojo si ya conoce el valor de z de un catálogo o base de datos, o Modo de Velocidad para convertir una velocidad de recesión en corrimiento al rojo y distancia. Haga clic en la pestaña del modo arriba de la calculadora para cambiar.
Ingresa tus valores
En Modo de Longitud de Onda, escriba la longitud de onda observada y use los preajustes de línea espectral para completar longitudes de onda en reposo comunes como H-alfa (656.3 nm) o Lyman-alfa (121.6 nm). En Modo de Corrimiento al Rojo, haga clic en un preajuste de objeto (M31, Coma, CMB) o escriba cualquier valor de z. La calculadora se actualiza automáticamente a medida que escribe.
Revisar los Resultados
El panel de resultados muestra el corrimiento al rojo z, la velocidad de recesión como una fracción de la velocidad de la luz (con un indicador de Progreso), distancias cosmológicas (comoviente, de luminosidad y de diámetro angular) como barras etiquetadas, y un gráfico de tiempo de retroceso que muestra cuán atrás en la historia cósmica está observando.
Ajustar Cosmología y Exportar
Use el selector de Constante de Hubble para comparar los valores de Planck 2018 vs SH0ES, o expanda Configuraciones Avanzadas para ingresar valores personalizados de Ω_m y Ω_Λ. Una vez satisfecho, haga clic en Exportar CSV para descargar todas las cantidades calculadas, o Imprimir Resultados para guardar una copia amigable para la impresora.
Preguntas Frecuentes
¿Qué es el corrimiento al rojo y cómo se diferencia del corrimiento al azul?
El corrimiento al rojo (z positivo) significa que la longitud de onda observada es más larga que la longitud de onda emitida: la fuente de luz se está alejando de nosotros o el espacio entre nosotros se está expandiendo, estirando la luz. El corrimiento al azul (z negativo) significa que la fuente se está acercando y la longitud de onda se comprime hacia longitudes de onda más cortas (más azules). En nuestro vecindario cósmico, la Galaxia de Andrómeda (M31) es el ejemplo más famoso de un objeto corrido al azul con z ≈ −0.001. La mayoría de las galaxias distantes muestran corrimiento al rojo debido a la expansión del universo. El corrimiento al rojo gravitacional, donde la luz que asciende de un pozo gravitacional pierde energía, es un tercer mecanismo pero es significativo principalmente para objetos compactos como estrellas de neutrones y agujeros negros.
¿Puede la velocidad de recesión superar la velocidad de la luz?
Sí, y esto no viola la relatividad especial. Las velocidades de recesión cosmológicas que superan la velocidad de la luz son comunes para objetos con z > 1.5 o así. La distinción clave es que es el espacio mismo el que se expande entre las galaxias, no la materia que se mueve a través del espacio. La relatividad especial prohíbe que los objetos se muevan más rápido que la luz a través del espacio, pero la expansión métrica del espacio no tiene tal límite. La fórmula relativista de Doppler utilizada en esta calculadora da el componente de la velocidad de recesión atribuible al movimiento, que siempre permanece por debajo de c. La Ley de Hubble v = H₀ × d es una aproximación útil para z bajos, pero no debe extrapolarse más allá de z ≈ 0.1 sin la corrección relativista.
¿Cuál es la diferencia entre distancia comoviente, de luminosidad y de diámetro angular?
Estas tres distancias responden a diferentes preguntas físicas. La distancia radial comoviente es la distancia propia medida en un sistema de coordenadas que se expande con el universo: es lo que mediría si pudiera congelar la expansión cósmica y colocar una regla. La distancia de luminosidad es mayor que la distancia comoviente por un factor de (1+z) y se utiliza para relacionar el flujo observado con la luminosidad intrínseca; es lo que infiere de una vela estándar. La distancia de diámetro angular es menor que la distancia comoviente por (1+z) y le dice cuán grande parece un objeto; notablemente, para z > aproximadamente 1.6, disminuye con el aumento del corrimiento al rojo, por lo que objetos muy distantes pueden parecer más grandes que los moderadamente distantes. El módulo de distancia es la distancia de luminosidad logarítmica utilizada al trabajar con magnitudes.
¿Qué es el tiempo de retroceso y cómo se relaciona con la edad del universo?
El tiempo de retroceso es el tiempo transcurrido entre cuando se emitió la luz observada y ahora. Para una galaxia en z = 1, el tiempo de retroceso es aproximadamente 7.7 mil millones de años (dependiendo de los parámetros cosmológicos), lo que significa que está viendo la galaxia como era hace 7.7 mil millones de años, cuando el universo tenía aproximadamente 6 mil millones de años. La edad del universo en la emisión es la edad total del universo menos el tiempo de retroceso. La edad total del universo (z = 0) con los parámetros de Planck 2018 es aproximadamente 13.8 mil millones de años. El fondo cósmico de microondas en z = 1089 tiene un tiempo de retroceso de casi 13.8 mil millones de años y fue emitido solo 380,000 años después del Big Bang.
¿Qué es la tensión de Hubble y por qué es importante?
La tensión de Hubble se refiere a una discrepancia significativa entre dos mediciones independientes de la constante de Hubble actual H₀. El análisis de Planck 2018 del fondo cósmico de microondas da H₀ ≈ 67.4 km/s/Mpc, mientras que las mediciones de la escalera de distancias local (por ejemplo, SH0ES, utilizando variables Cefeidas y supernovas de Tipo Ia) consistentemente dan H₀ ≈ 73 km/s/Mpc. Esta diferencia de ~10% ha crecido hasta alcanzar una significancia estadística superior a 5σ y no puede ser explicada por errores de medición. Si es real, puede indicar nueva física más allá del modelo estándar ΛCDM, como energía oscura temprana, especies de radiación adicionales o gravedad modificada. La tensión afecta directamente las estimaciones de distancia y tiempo de retroceso, por lo que esta calculadora le permite comparar resultados bajo ambas suposiciones.
¿Qué tan precisos son los cálculos de distancia y tiempo en esta calculadora?
Los cálculos utilizan integración numérica (regla de Simpson) de la ecuación de Friedmann con 1,000 a 10,000 pasos de integración dependiendo del corrimiento al rojo. Para corrimientos al rojo moderados (z < 100), la precisión es mejor que 0.1% en comparación con soluciones analíticas o numéricas de alta precisión. Para corrimientos al rojo muy altos como el CMB (z = 1089), la herramienta omite el término de densidad de radiación (Ω_R ≈ 9×10⁻⁵), lo que introduce un error de ~1% en el tiempo de retroceso cerca de z = 1089. Para fines astronómicos prácticos — coincidiendo con valores publicados para objetos bien conocidos, verificando distancias de catálogos o trabajos de curso — los resultados son confiables hasta 3–4 cifras significativas para z < 10 y hasta 2–3 cifras significativas cerca de z = 1089.