最后更新：2023年12月2日

红移 (z)

在天文学中，红移是指遥远天体发出的光波长增加的现象。这会导致光谱线向红色端偏移，可在光谱图上观察到。红移用字母"z"表示，通过比较天体发射的光谱线观测波长与地球实验室预期波长计算得出。若天体远离我们，光谱线向红色端偏移，故称"红移"；若天体靠近，则向蓝色端偏移，称为"蓝移"。换言之，天体距离越远，其红移值（z）越高。

这一现象由多普勒效应解释。多普勒效应是指当波源与观察者之间存在相对运动时，波的频率及其波长发生改变的现象。

红移是研究遥远宇宙的重要工具。它使我们能够确定宇宙天体的距离，研究它们随时间演化的过程，并理解宇宙的结构。

如何确定红移？

*红移曲线。示例：若z=6，观测对象的年龄对应于光发射的时间，即约130亿年前。*

宇宙学红移是从宇宙中遥远天体发出的光谱中观测到的一种现象。

红移主要是由宇宙膨胀引起的，这种膨胀使光子穿越空间时波长被拉长。这导致光谱线向更长波长方向移动，因此在电磁波谱中偏向红色区域。

当物体发光时，其发射光谱会显示出特征谱线。光谱中的波峰和波谷源于观测对象所含元素的吸收线和发射线。这些谱线与物体原子或分子中的特定能级跃迁相关。例如，在实验室中测量氢的莱曼阿尔法线时，我们会在电磁波谱的紫外区域观察到约121.6纳米处的跃迁。莱曼阿尔法线之所以得名，是因为它代表从第二能级跃迁至第一能级（n=1）的最低莱曼能级。莱曼能级指氢原子中一组特定的电子能级，这些能级与氢原子中电子允许的不同轨道相对应，并由主量子数n定义。

如果我们观测到一个跃迁波长为480纳米的天体，这意味着该天体距离我们约120亿光年。红移作为一个乘法因子，本例中的因子为4。我们会在光谱的其他特征（碳、硅等）上发现这个因子。因此所有波长都乘以这个我们称为红移（redshift）的因子，记作z。红移等于乘法因子减1：z - 1 = 3。若无偏移，则z = 0。z值越大，观测天体距离越远、年代越古老。由此可将z与光发射时天体的年龄关联：- z = 0对应年龄138亿年；- z = 1对应年龄58亿年；- z = 3对应年龄20亿年；- z = 6对应年龄8亿年；- z = 11对应年龄4亿年；- z = 20对应年龄2亿年；- z = 30对应年龄1亿年。

通过将观测到的光谱与具有相同发射光谱的近邻天体的预期光谱进行比较，可以确定红移。红移的光谱线表明了偏移的程度。