紅移是指物體向遠離地球的方向移動時，它所發(fā)出的光波長隨之增加。藍移與紅移相反，是指物體向靠近地球方向移動引起的波長減小。

紅移和藍移是多普勒效應的可視版本。你也許已經(jīng)親身體會過多普勒效應的影響，最好的例子，就是當一輛正在鳴警笛的車向你駛來時，警笛的音調(diào)要遠高于它經(jīng)過并離開你的時候。這種音調(diào)的升高，則是與頻率的增加相對應的。

多普勒效應也同樣適用于光波。當一個物體向靠近我們的方向移動時，光的波長會向光譜的藍色一端移動；當物體向遠離我們的方向移動時，波長則會向紅色一端移動。這種變化能夠在光譜線上被觀察到。

紅移和藍移的圖示

遙遠星系超星系團光學光譜中的吸收線（右）與太陽光譜中的吸收線（左）相比較 箭頭表示紅移 波長向紅移及以上方向增加(頻率減?。?/p>

紅移與藍移的歷史

多普勒效應是以1842年第一次對這個現(xiàn)象作出物理解釋的物理學家，克里斯蒂安·安德烈亞斯·多普勒的姓氏命名的。隨后，這個假說在1845年被荷蘭科學家克里斯托弗·巴洛特實驗證實。

多普勒紅移是由法國物理學家阿曼德·斐索在1848年首次提出的。他指出恒星譜線位置的移動與多普勒效應有關，因此，多普勒紅移也被稱為“多普勒-斐索效應”。1868年，英國天文學家威廉·哈金斯就是運用這個理論，首次測出了恒星相對于地球的運動速度。

在1871年，當利用太陽自轉(zhuǎn)測出在太陽光譜的夫朗和斐譜線有0.1埃的紅光位移時，光學紅移的理論得到了證實。1901年，阿里斯塔克·別洛波爾斯基在實驗室中利用一組旋轉(zhuǎn)的鏡子證明了光學紅移。

尋找紅移

來自遙遠物體光源的光譜可以通過光譜學來測量。為了測量出紅移，需要找出光譜中的一些特征，比如吸收線、發(fā)射線或其他光強的變化。而發(fā)現(xiàn)紅移后，需要一個有相似特征的光譜來進行比較才能夠測量，可以使用宇宙中一個非常常見的元素，氫元素的原子光譜。

在上面的圖中，你可以看到兩個光譜。一個源自光譜已知的太陽光，一個來自遙遠星系的超星系團。當我們比較這兩者時，我們可以看到太陽和遙遠星系的氫線之間存在著相關性，它們之間唯一不同的是，星系光譜中的吸收線都向紅端移動了。這表明紅移現(xiàn)象正在發(fā)生，這個星系正在遠離我們（或者我們正在遠離星系）。

紅移和藍移的計算方法

當我們找到一個已知的光譜線時，我們就可以計算出它在光譜中的波長。然后我們就可以通過這個來計算出紅移的值。

從上面的圖表中，我們可以在656.2nm處找到氫α發(fā)射線。然后我們就可以基于觀察到的光譜來計算出波長。對于這個例子，觀察到的線在675納米處。這樣，我們就可以用一個簡單的方程式來計算紅移的數(shù)值了。

（紅移公式）

代入我們所觀測到的波長數(shù)據(jù)：

（使用范例）

z是一個無因次量，其正值表示紅移，負值表示藍移。

紅移實例

當今已知紅移最高的天體是星系。最可靠的紅移來自光譜數(shù)據(jù)，目前確認的光譜紅移最高的星系是IOK-1，紅移z=6.96。

(伽瑪射線暴GRB 080913)

已觀測到最遙遠的伽瑪射線暴是GRB 080913，它的紅移z=6.7。

相關知識

多普勒效應（英語：Doppler effect）是波源和觀察者有相對運動時，觀察者接受到波的頻率與波源發(fā)出的頻率并不相同的現(xiàn)象。遠方急駛過來的火車鳴笛聲變得尖細（即頻率變高，波長變短），而離我們而去的火車鳴笛聲變得低沉（即頻率變低，波長變長），就是多普勒效應的現(xiàn)象，同樣現(xiàn)象也發(fā)生在私家車鳴響與火車的敲鐘聲。

這一現(xiàn)象最初由奧地利物理學家多普勒于1842年發(fā)現(xiàn)。荷蘭氣象學家拜斯·巴洛特在1845年讓一隊喇叭手站在一輛從荷蘭烏德勒支附近疾駛而過的敞篷火車上吹奏，他在站臺上測到了音調(diào)的改變。這是科學史上最有趣的實驗之一。

多普勒效應從19世紀下半葉起就被天文學家用來測量恒星的視向速度?，F(xiàn)已被廣泛用來佐證觀測天體和人造衛(wèi)星的運動。

BY:?Tim Trott

FY:?Beakabuse

如有相關內(nèi)容侵權(quán)，請在作品發(fā)布后聯(lián)系作者刪除

轉(zhuǎn)載還請取得授權(quán)，并注意保持完整性和注明出處