Para las estrellas …
Tienes que encontrar los cambios rojos de las líneas de absorción correspondientes. La mayoría de las estrellas tienen líneas de absorción bastante similares, por lo que alguna práctica debería identificar qué líneas se desplazan más (y por qué longitudes de onda). Conocemos las longitudes de onda de la mayoría de estas líneas de absorción a través de la teoría y nuestros laboratorios. Podemos elegir prácticamente cualquier línea de absorción que queramos; todas ellas producirán el mismo valor de z.
Entonces, para nuestra ecuación a continuación, conecte nuestro valor conocido de la línea de absorción en [math] \ lambda_ {obsv} [/ math] y el valor medido de la línea de absorción en [math] \ lambda_ {emit} [/ math]. (ver http://en.wikipedia.org/wiki/Red…)
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Luego obtenemos un valor de z, o el valor del desplazamiento al rojo.
Ahora, el siguiente paso es un poco complicado. De todos modos, vea http://en.wikipedia.org/wiki/Hub….
Obtienes la ecuación aquí:
La edad de la luz debe ser aproximadamente igual a [math] t_0-t_e [/ math], después de la sustitución de z y nuestra constante de Hubble de 71.0 ± 2.5 (km / s) / Mpc. Tenga en cuenta que la constante de Hubble no es necesariamente una constante, sino que ha variado con el tiempo. En cualquier caso, sin embargo, a menudo se usa.
Como ejercicio adicional, también podemos conectar este valor de z en la siguiente ecuación para obtener un factor de escala de a (o qué tan grande era el universo en el momento en que el objeto emitía luz, con nuestro universo actual teniendo un factor de escala de 1) (http://en.wikipedia.org/wiki/Sca…
Luego, inserte este valor de a (t) en la siguiente ecuación
Y a partir de eso, obtenemos la distancia adecuada de nuestro objeto en la época t.
