什么叫做红移

什么叫做红移

　一个天体的光谱向长波（红）端的位移叫做红移。通常认为它是多普勒效应所致，即当一个波源（光波或射电波）和一个观测者互相快速运动时所造成的波长变化。美国天文学家哈勃于1929年确认，遥远的星系均远离我们地球所在的银河系而去，同时，它们的红移随着它们的距离增大而成正比地增加。这一普遍规律称为哈勃定律，它成为星系退行速度及其和地球的距离之间的相关的基础。这就是说，一个天体发射的光所显示的红移越大，该天体的距离越远，它的退行速度也越大。红移定律已为后来的研究证实，并为认为宇宙膨胀的现代相对论宇宙学理论提供了基石。上个世纪60年代初以来，天文学家发现了类星体，它们的红移比以前观测到的最遥远的星系的红移都更大。各种各样的类星体的极大的红移使我们认为，它们均以极大的速度（即接近光速的90%）远离地球而去；还使我们设想，它们是宇宙中距离最遥远的天体。

　　光是由不同波长的电磁波组成的，在光谱分析中，光谱图将某一恒星发出的光划分成不同波长的光线，从而形成一条彩色带，我们称之为光谱图。恒星中的气体要吸收某些波长的光，从而在光谱图中就会形成暗的吸收线。每一种元素会产生特定的吸收线，天文学家通过研究光谱图中的吸收线，可以得知某一恒星是由哪几种元素组成的。将恒星光谱图中吸收线的位置与实验室光源下同一吸收线位置相比较，可以知道该恒星相对地球运动的情况。

红移有3种：多普勒红移（由于辐射源在固定的空间中远离我们所造成的）、引力红移（由于光子摆脱引力场向外辐射所造成的）和宇宙学红移（由于宇宙空间自身的膨胀所造成的）。对于不同的研究对象，牵涉到不同的红移，具体的见下表： 天体类型 多普勒红移 引力红移 宇宙学红移 行星 X X 恒星 X 星云 X 中子星 X X 白矮星 X X 近距离星系 X X 远距离星系 X X 黑洞 X X 通常引力红移都比较小，只有在中子星或者黑洞周围这一效应才会比较大。对于遥远的星系来说，宇宙学红移是很容易区别的，但是在星系随着空间膨胀远离我们的时候，由于其自身的运动，在宇宙学红移中也会参杂进多普勒红移。 一般说来，为了从其他红移中区别引力红移，你可以将这个天体的大小与这个天体质量相同的黑洞的大小进行比较。类似星云和星系这样的天体，它们的半径是相同质量黑洞半径的千亿倍，因此其红移的量级也大约是静止频率的千亿分之一。对于普通的恒星而言，它们的半径是同质量黑洞半径的十万倍左右，这已经接近目前光谱观测分辨率的极限了。中子星和白矮星的半径大约是同质量黑洞半径的10和3000倍，其引力红移的量级可以达到静止波长的1/10和1/1000。 宇宙学红移在100个百万秒差距的尺度上是非常明显的。但是对于比较近的星系，由于星系本身在星系团中的运动所造成的多普勒红移和宇宙学红移的量级差不多，你必须仔细的区别开这两者。通常星系在星系团中的速度为3000km/s，这大约与在5个百万秒差距处的星系的退行速度相当