天文ドップラー偏移計算機

観察される天体の赤方偏移または青方偏移は、相対論的速度に合わせてスケーリングされたドップラー効果によって支配されます。静止波長と観測波長を比較することで、エミッタの正確な半径方向速度を導き出すことができます。この数学的変化は、空間の膨張と相対運動量の避けられない結果です。この計算は、観測者に依存する幻想を排除した、宇宙運動学の絶対的かつ客観的な証拠を提供します。

スペクトル線は不変の指紋です。水素は静止時に必ず 656.28 nm で輝きます。その線が実際にどこに見えるかを測りましょう。より長い（赤い）波長へずれれば光源は遠ざかり、より短い（青い）波長なら近づいています。赤方偏移 z は単に相対的な伸びの割合です。H-alpha が 656.28 nm ではなく 660 nm に見えれば z ≈ 0.0057、後退速度は約 1700 km/s です。

クエーサーのプリセットを読み込むと、ライマンα線は 121.567 nm から 486.268 nm へずれ、z = 3、波長は4倍になります（1 + z = 4）。素朴な v = zc は光速の3倍を主張しますが、それは不可能です。相対論的な式 β = ((1+z)²−1)/((1+z)²+1) は代わりに 15/17 ≈ 0.88 を与え、c を下回ります。z がどれほど大きくなっても β は決して1に達しません。