Kosmoloogilise punanihke kalkulaator

Kosmoloogilist punanihet kirjeldatakse sageli Doppleri efektina, kuid see on peenem nähtus. Galaktika ei liigu läbi ruumi — ruum meie ja tema vahel venib. Footoni lainepikkus kasvab footoni teekonna jooksul võrdeliselt mastaabiteguriga a(t). Väikese z korral on erinevus akadeemiline (mõlemad annavad v ≈ H₀d), kuid z > 1 juures ületab taandumiskiirus c-d — tavalise liikumise jaoks võimatu, kuid kooskõlas paisuva ruumiga. Erirelatiivsusteooria kiiruspiirang kehtib liikumisele läbi aegruumi, mitte aegruumi enda paisumisele. See tähendab ka, et eksisteerib osakeste horisont: galaktikad, mis on kaugemal kui ~46 miljardit valgusaastat, taanduvad täna kiiremini kui c ja jäävad meie vaatlusulatusest igaveseks väljapoole, kuigi näeme siiski nende iidset valgust, mis kiirati ajal, mil universum oli väiksem.

Kauge galaktika valgus jõuab meieni lainepikkustega, mis on venitatud punase poole. Jaga vaadeldud lainepikkus kiiratud lainepikkusega, lahuta 1 ja saadki z. Mida suurem on z, seda kauem on valgus teel olnud — nii on z korraga universumi kell ja mõõdupuu. Kui z = 1, lahkus valgus oma galaktikast umbes 8 miljardit aastat tagasi, kui universum oli poole väiksem kui praegu (skaalategur a = 1/(1+z) = 0.5).

Paisumine venitab iga lainepikkust teguri (1+z) võrra — kuid venitab sama teguri võrra ka sündmuste kestust. Ia tüüpi supernoova, mille z = 1, näib helendavat ja kustuvat kaks korda rohkemate päevade jooksul kui samasugune lähedalasuv. Just seda venitust on mõõdetud ja see lükkas ümber vana 'väsinud valguse' idee: ainult tõeline paisumine aeglustab kella ja punastab valgust ühtaegu.