Última actualización: 2026-06-16

Corrimiento al rojo y velocidad de recesión

Cuando la luz de una galaxia lejana nos llega, sus longitudes de onda aparecen estiradas hacia el extremo rojo del espectro. La magnitud de ese estiramiento es el corrimiento al rojo:

$z = \frac{\lambda_{\text{observada}} - \lambda_{\text{emitida}}}{\lambda_{\text{emitida}}}$

El corrimiento al rojo es uno de los observables más importantes de la astronomía porque se relaciona directamente con la rapidez con que se aleja una fuente y, a través de la ley de Hubble, con su distancia.

Dos fórmulas

Para corrimientos al rojo pequeños, la velocidad de recesión es simplemente proporcional a z:

$v \approx c\,z \qquad (\text{válida para } z \ll 1)$

Para corrimientos al rojo mayores, esto sobrestima la velocidad y acaba superando la velocidad de la luz, lo que carece de sentido físico para una interpretación Doppler. La fórmula Doppler relativista lo corrige:

$v = c\,\frac{(1+z)^2 - 1}{(1+z)^2 + 1}$

Esta siempre devuelve una velocidad inferior a $c$, por grande que sea $z$.

Ejemplo resuelto

Se observa una galaxia con un corrimiento al rojo de $z$ = 0,1.

Incluso con este corrimiento al rojo modesto las dos fórmulas difieren en torno al 5 %. Para un corrimiento al rojo de 1, la fórmula clásica alcanza la velocidad de la luz, mientras que la relativista da solo en torno al 60 % de ella.

Corrimiento al rojo cosmológico frente a Doppler

Conviene recordar qué representa realmente la velocidad. Un efecto Doppler clásico procede del movimiento a través del espacio. El corrimiento al rojo cosmológico, en cambio, surge porque el propio espacio se expande mientras la luz está en tránsito, estirando la onda. La fórmula relativista anterior proporciona una velocidad de recesión equivalente útil, pero para los objetos a alto corrimiento al rojo los astrónomos trabajan en su lugar con el factor de escala y el tiempo de retroceso, que se derivan de un modelo cosmológico completo y no de una velocidad sencilla. Para convertir la velocidad de recesión en una distancia, combina esta calculadora con la calculadora de la ley de Hubble.