紅移

紅移在物理學和天文學領域，指物體的電磁輻射由於某種原因頻率降低的現象，在可見光波段，表現為光譜的譜線朝紅端移動了一段距離，即波長變長、頻率降低。紅移的現象多用於天體的移動及規律的預測上。

紅移最初是在人們熟悉的可見光波段發現的，隨着對電磁波譜各個波段的瞭解逐步深入，任何電磁輻射的頻率降低都可以稱為紅移。對於頻率較高的γ射線、X射線和紫外線等波段，頻率降低確實是波譜向紅光移動，“紅移”的命名並無問題；而對於頻率較低的紅外線、微波和無線電波等波段，儘管頻率降低實際上是遠離紅光波段，這種現象還是被稱為“紅移”。 ^[1] 

當光源遠離觀測者運動時，觀測者觀察到的電磁波譜會發生紅移，所有的波（包括機械波、電磁波和引力波等）都會因為多普勒效應而造成的頻率和波長的變化，其中頻率降低，波長變長的現象稱為紅移現象，這樣的紅移現象在日常生活中有很多應用，例如多普勒雷達、雷達槍，在分光學上，人們使用多普勒紅移測量天體的運動，在天體光譜學裏，人們使用多普勒紅移測量天體的物理行為。這種多普勒紅移的現象最早是在19世紀所預測並觀察到的，當時的部分科學家認為光的本質是一種波。另一種紅移機制被用於解釋在遙遠的星系、類星體，星系間的氣體雲的光譜中觀察到的紅移現象。紅移增加的比例與距離成正比。這種關係為宇宙在膨脹的觀點提供了有力的支持，比如大爆炸宇宙模型。 ^[2] 

另一種紅移稱為宇宙學紅移，其機制為空間的度規膨脹。這機制説明了在遙遠的星系、類星體，星系間的氣體雲的光譜中觀察到的紅移現象，其紅移增加的比例與距離成正比。這種關係為宇宙膨脹的觀點提供了有力的支持，比如大爆炸宇宙模型。

另一種形式的紅移是引力紅移，其為一種相對論性效應，當電磁輻射傳播遠離引力場時會觀測到這種效應；反過來説，當電磁輻射傳播接近引力場時會觀測到引力藍移，其波長變短、頻率升高。

紅移的大小由“紅移值”衡量，紅移值用Z表示，定義為：

這裏

是譜線原先的頻率，

是觀測到的頻率，

是譜線原先的波長，

是觀測到的波長。

紅移有3種：多普勒紅移（由於輻射源在固定的空間中遠離我們所造成的）、引力紅移（由於光子擺脱引力場向外輻射所造成的）和宇宙學紅移（由於宇宙空間自身的膨脹所造成的）。對於不同的研究對象，牽涉到不同的紅移。

1.由於多普勒效應，從離開我們而去的恆星發出的光線的光譜向紅光光譜方向移動。

2.一個天體的光譜向低頻（紅）端的位移。天體的光或者其它電磁輻射可能由於運動、引力效應等被拉伸而使頻率降低。因為紅光的頻率比藍光的低，所以這種拉伸對光學波段光譜特徵的影響是將它們移向光譜的紅端，於是這些過程被稱為紅移。

3.在高光譜遙感領域的紅移。在植被的光譜曲線中，遭脅迫的植物的紅-紅外透射曲線向更低頻率方向移動（Cibula和Carter，1992）的現象稱為“紅端偏移”，簡稱“紅移”。

簡單的説，就是拐點向低頻方向移動（如圖3曲線）。

紅移(5張)

引力紅移，是強引力場中天體發射的電磁波頻率降低的現象。由廣義相對論可推知，當從遠離引力場的地方觀測時，處在引力場中的輻射源發射出來的譜線，其頻率會降低一些，也就是紅移。只有在引力場特別強的情況下，引力造成的紅移量才能被檢測出來。引力紅移現象首先在引力場很強的白矮星（因為白矮星表面的引力較強）上檢測出來。二十世紀六十年代，龐德、雷布卡和斯奈德採用穆斯堡爾效應的實驗方法，測量由地面上高度相差22.6米的兩點之間引力勢的微小差別所造成的譜線頻率的移動，定量地驗證了引力紅移。結果表明實驗值與理論值完全符合！

物體和觀察者之間的相對運動可以導致紅移，與此相對應的紅移稱為多普勒紅移，是由多普勒效應引起的。

通常引力紅移都比較小，只有在中子星或者黑洞周圍這一效應才會比較大。對於遙遠的星系來説，宇宙學紅移是很容易區別的，但是在星系隨着空間膨脹遠離我們的時候，由於其自身的運動，在宇宙學紅移中也會參雜進多普勒紅移。 ^[3] 

根據廣義相對論，光從重力場中發射出來時也會發生紅移的現象。這種紅移稱為重力紅移。

一般説來，為了從其他紅移中區別引力紅移，你可以將這個天體的大小與這個天體質量相同的黑洞的大小進行比較。類似星雲和星系這樣的天體，它們的半徑是相同質量黑洞半徑的千億倍，因此其紅移的量級也大約是靜止頻率的千億分之一。對於普通的恆星而言，它們的半徑是同質量黑洞半徑的十萬倍左右，這已經接近光譜觀測分辨率的極限了。中子星和白矮星的半徑大約是同質量黑洞半徑的10和3000倍，其引力紅移的量級可以達到靜止頻率的1/10和1/1000。

20世紀初，美國天文學家埃德温·哈勃發現，觀測到的絕大多數星系的光譜線存在紅移現象。這是由於宇宙空間在膨脹，使天體發出的光波被拉長，頻率降低，譜線因此“變紅”，這稱為宇宙學紅移，並由此得到哈勃定律。20世紀60年代發現了一類具有極高紅移值的天體——類星體，成為近代天文學中非常活躍的研究領域。

宇宙學紅移在100個百萬秒差距的尺度上是非常明顯的。但是對於比較近的星系，由於星系本身在星系團中的運動所造成的多普勒紅移和宇宙學紅移的量級差不多，你必須仔細的別開這兩者。通常星系在星系團中的速度為3000km/s，這大約與在5個百萬秒差距處的星系的退行速度相當。

科學家們可利用爆炸的表觀亮度（隨着距離的增加而減弱）以及紅移測量值作為時間和空間的標記。揭示宇宙在不同時期膨脹的速度。 ^[5] 

這個主題的發展開始於19世紀對波動力學現象的探索，因而連結到了多普勒效應。

稍後，因為克里斯琴·安德烈·多普勒在1842年對這種現象提出了物理學上的解釋，而被稱為多普勒效應。他的假説在1845年被荷蘭的科學家Christoph Hendrik Diederik Buys Ballot獲得證實。多普勒預言這種現象可以應用在所有的波上，並且指出恆星的顏色不同可能是由於它們相對於地球的運動速度不同而引起的。後來這個推論被否認。恆星呈現不同的顏色是因為温度不同，而不是運動速度不同。

多普勒紅移是法國物理學家斐索在1848年首先發現的，他指出恆星譜線位置的移動是由於多普勒效應，因此也稱為“多普勒-斐索效應”。1868年，英國天文學家威廉·哈金斯首次測出了恆星相對於地球的運動速度。

在1871年，利用太陽的自轉測出在可見光太陽光譜的夫朗和斐譜線在紅光有0.1埃的位移。在1901年，Aristarkh Belopolsky在實驗室中利用轉動的鏡片證明了可見光的紅移。

在1912年開始的觀測，Vesto Slipher發現絕大多數的螺旋星雲都有不可忽視的紅移。然後，哈勃定律。這些觀察在今天被認為是造成宇宙膨脹大霹靂理論的強而有力證據。

2023年4月，研究表明，小麥哲倫雲形成岩石元素的丰度類似於更遙遠星系的情況，紅移約為2（在宇宙歷史上大約110至120億年前的一個時期），天文學家稱之為“宇宙正午”。 ^[6] 

一個光子在真空中傳播可以有幾種不同的紅移機制，每一種機制都能產生類似多普勒紅移的現象，意謂着是與頻率無關的。這些機制分別使用伽利略、洛倫茲、或相對論轉換在各個參考架構之間來比較。

如果一個光源是遠離觀測者而去，那麼會發生紅移（z>0），當然，如果光源是朝向觀測者移動，便會產生藍移（z<0）。這對所有的電磁波都適用，而且可以用多普勒效應解釋。當然的結果是，這種形式的紅移被稱為多普勒紅移。

相對論的多普勒效應更完整的多普勒紅移需要考慮相對論的效應，特別是在速度接近光速的情況下。簡單的説，物體的運動接近光速時需要將狹義相對論介紹的時間擴張因素羅倫茲轉換因子γ引入古典的多普勒公式中，改正後的形式如下：

這種現象最早是在1938年赫伯特E艾凡斯和GR.史迪威進行的實驗中被觀察到的，稱為艾凡斯-史迪威實驗。

由於羅倫茲因子只與速度的量值有關，這使得紅移與相對論的相關只獨立的與來源的運動取向有關。在對照時，古典這一部分的形式只與來源的運動投影在視線方向上的分量有關，因此在不同的方向上會得到不同的結果。同樣的，一個運動方向與觀測者之間有θ的角度（正對着觀測者時角度為0），完整的相對論的多普勒效應形式為：

而正對着觀測者的運動物體（θ=0°），公式可以簡化為：

在特殊的狀況下，運動源與測器成直角（θ=90°），相對性的紅移為橫向紅移，被測量到的紅移，會使觀測者認為物體沒有移動。即時來源是朝向觀測者運動，如果有橫向的分量，那麼在這個方向上的速度可以擴張到抵消預期中的藍移，而且如果速度更高的還會使接近的來源呈現紅移。

在20世紀初期，史立佛、哈勃和其他人，首度測量到銀河系之外星系的紅移和藍移，它們起初很單純的解釋是多普勒效應造成的紅移和藍移，但是稍後哈柏發現距離和紅移之間有着粗略的關聯性，距離越遠紅移的量也越大。理論學者幾乎立刻意識到這些觀察到的紅移可以用另一個不同的機制來解釋，哈柏定律就是紅移和距離之間交互作用的關聯性，需要使用廣義相對論空間尺度擴張的宇宙論模型來解釋。結果是，光子在通過擴張的空間時被延展，產生了宇宙學紅移。這與多普勒效應所描述的因速度增加所產生的紅移不同（這是羅倫茲轉換），在光源和觀測者之間不是因為動量和能量的轉換，取代的是光子因為經過膨脹的空間使頻率降低而紅移。這種效應在現代的宇宙論模型中被解釋為可以觀測到與時間相關聯的宇宙尺度因次（a），如下的形式：

這種型態的紅移稱為宇宙學紅移或哈勃紅移。如果宇宙是收縮而不是膨脹，我們將觀測到星系以相同比例的藍移取代紅移。這些星系不是以實際的速度遠離觀測者而去，取代的是在其間的空間延展，這造成了大尺度下宇宙論原則所需要的各向同性的現象。在宇宙學紅移z<0.1的情況下，時空擴展的作用對星系所造成的獨特效應與被觀察到的紅移，相對於多普勒效應的紅移和藍移是極微小的。實際的速度和空間膨脹的之間的區別在膨脹的橡皮板宇宙有清楚的説明，一般的宇宙學也曾經描述過類似的空間擴展。如果以滾珠軸承來代表兩個物體，以有彈性的橡皮墊代表時空，多普勒效應是軸承橫越過橡皮墊產生的獨特運動，宇宙學紅移則是橡皮墊向下沉陷的柱狀體的沉陷量。（很明顯的在模型上會有維度的問題，當軸承滾動時應該是在橡皮墊上，而如果兩個物體的距離夠遠時宇宙學紅移的速度會大於多普勒效應的速度。）

儘管速度是由分別由多普勒紅移和宇宙學紅移共同造成的，天文學家（特別是專業的）有時會以“退行速度”來取代在膨脹宇宙中遙遠的星系的紅移，即使很明顯的只是視覺上的退行。影響所及，在大眾化的講述中經常會以“多普勒紅移”而不是“宇宙學紅移”來描述受到時空擴張影響下的星系運動，而不會注意到在使用相對論的場合下計算的“宇宙學退行速度”不會與多普勒效應的速度相同。明確的説，多普勒紅移只適用於狹義相對論，因此v>c是不可能的；而相對的，在宇宙學紅移中v>c是可能的，因為空間會使物體（例如，從地球觀察類星體）遠離的速度超過光速。更精確的，“遙遠的星系退行”的觀點和“空間在星系之間擴展”的觀點可以通過座標系統的轉換來連繫。要精確的表達必須要使用數學的羅伯遜-沃克度量。

在廣義相對論的理論中，重力會造成時間的膨脹，這就是所謂的重力紅移或是愛因斯坦位移。這個作用的理論推導從愛因斯坦方程式的施瓦氏解，以一顆光子在不帶電、不轉動、球對稱質量的重力場運動，產生的紅移：

此處

·G是重力常數，

·M是創造出重力場的質量，

·r是觀測者的徑向座標（這類似於傳統中由中心至觀測者的距離，但實際是施瓦氏座標），

·c是光速。

重力紅移的結果可以從狹義相對論和等效原理導出，並不需要完整的廣義相對論。

在地球上這種效應非常小，但是經由莫士包耳效應依然可以測量出來，並且在Pound-Rebka experiment中首次得到驗證。然而，在黑洞附近就很顯著，當一個物體接近事件視界時，紅移將變成無限大，他也是在宇宙微波背景輻射中造成大角度尺度温度擾動的主要角色。

科學家們可利用紅移測量值作為空間的標記。 ^[4] 

紅移可以經由單一光源的光譜進行測量。如果在光譜中有一些特徵，可以是吸收線、發射線、

或是其他在光密度上的變化，那麼原則上紅移就可以測量。這需要一個有相似特徵的光譜來做比較，例如，原子中的氫，當它發出光線時，有明確的特徵譜線，一系列的特色譜線都有一定間隔的。如果有這種特性的譜線型態但在不同的頻率上被比對出來，那麼這個物體的紅移就能測量了。因此，測量一個物體的紅移，只需要頻率或是波長的範圍。只觀察到一些孤立的特徵，或是沒有特徵的光譜，或是黑體輻射或熱輻射（一種相當無序雜亂的波），是無法計算紅移的。

紅移（和藍移）可能會在天體被觀測的和輻射的頻率（或波長）而帶有不同的變化特徵，天文學習慣使用無因次的數量z來表示。

在z被測量後，紅移和藍移的差別只是間單的正負號的區別。依據下一章節的機制，無論被觀察到的是紅移或藍移，都有一些基本的説明。例如，多普勒效應的藍移（z0），就會聯想到物體遠離觀測者而去並且能量減少。同樣的，愛因斯坦效應的藍移可以聯想到光線進入強引力場，而愛因斯坦效應的紅移是離開引力場。

在天文觀測中可以測量到紅移，因為原子的發射光譜和吸收光譜，與在地球上的實驗室內的分光儀校準好的光譜比較時，是非常的明顯。當從同一個天體上測量到各種不同的吸收和發射譜線時，z被發現是一個常數。雖然來自遙遠天體的譜線可能會被污染，並且有輕微的變寬，但並不能夠用熱力學或機械的行為來解釋。基於這些和其他的理由，公眾的輿論已經將天文學上觀測到的紅移認定是三種類似的多普勒紅移之一，而沒有任何一種假説能如此的振振有詞。

光譜學，用在測量上，比只要簡單的通過特定的濾光器來測定天體亮度的光度學要困難。當測光時，可以利用所有的數據（例如，哈柏深空視場和哈柏超深空視場），天文學家依靠的是紅移測光的技術，由於濾光器在某些頻率的範圍內非常靈敏，依靠這樣的技術可以假定許多光譜的本質隱藏在光源之內，觀測誤差可以δz=0.5為級距來排序，並且比分光鏡的更為可靠許多。然而，光度學無法考慮到紅移的定性描述。例如，一個與太陽相似的光譜，但紅移z=1，最為明亮的是在紅外線的區域，而非以黃-綠為尖峯的黑體光譜，並且光的強度在經過濾光器時將減少二級（1+z）。

使用SOHO衞星的LASCOC1攝影機觀測到的太陽日冕。這張圖片是以鐵XIV的5308埃譜線經都普勒儀觀察日冕中的電漿接近與遠離衞星的速度，轉移成不同色碼的一幅假色圖。在附近的目標（在我們的銀河系內的天體）觀測到的紅移幾乎都與相對於視線方向上的速度有關。觀察這樣的紅移和藍移，讓天文學家可以測量速度和分光星的參考質量。這種方法是英國天文學家威廉·哈金斯在1868年最先採用的。相同的，從光譜儀中對單獨的一顆恆星所測得的微量的紅移和藍移是天文學家檢測是否有行星系環繞着恆星的診斷和測量的方法之一。對紅移更精確的測量被應用於日震學上，藉以精確的測量太陽光球的運動。紅移也被應用於第一次的行星自轉速率的測量、星際雲的速度、星系的自轉，還有吸積的動力學呈現在中子星和黑洞的多普勒和重力紅移。

另外，還有各種不同輻射和吸收的温度造成的多普勒致寬-對單一的吸收或輻射譜線造成的紅移和藍移的效應。測量來自不同方向的氫線21公分波的擴展和轉移，天文學家能測量出星際氣體的退行速度，揭露出我們銀河系的自轉曲線。相同的測量也被應用在其他的星系，例如仙女座星系。做為一種診斷的工具，紅移測量在天文學的分光學中是最重要的工具之一。

宇宙中合於哈勃定律的天體距離越遠就有越大的紅移，因此被觀測到有最大紅移，對應於最遙遠的距離也有最長的迴應時間的天體是宇宙微波背景輻射，紅移的數值高達z=1089（z=0相當於現在的時間），在宇宙年齡為137億年的狀態下，相當於大爆炸之後379000年的時間。核心像點光源的類星體是“紅移”（z>0.1）最高的天體，是在望遠鏡改善之前，除了星系之外還能被發現的其他高紅移天體。被發現紅移最高的類星體是z=6.4，被證實紅移最高的星系是z=7.0在尚未經確認的報告中顯示，透過重力透鏡觀測到的遙遠星系集團有紅移高達z=10的星系。

對比本星系羣遙遠，但仍在室女座星系團附近，距離為10億秒差距左右的星系，紅移與星系的距離是近似成比例的，這種關係最早是由哈柏發現的，也就是眾所皆知的哈勃定律。星系紅移最早是Vesto Slipher大約在1912年發現的，而哈柏結合了Slipher的測量成為度量天體距離的另一種方法-哈柏定律。在建基於廣義相對論下被廣泛接受的宇宙模型中，紅移是空間擴展的主要結果：這意味着遙遠的星系都離我們而去，光離開星系越久，空間的擴展也越多，所以光也就被延伸越多，紅移的值也就越大，所以越遠的看起來就移動的越快。哈柏定律一樣適用哥白尼原則，由於我們通常不知道天體有多明亮，測量紅移會比直接測量距離容易，所以使用哈柏定律就可以得知天體大略的距離。

星系之間的和星系團的重力交互作用在正常的哈柏圖上導致值得注意的消散，星系的本動速度和在宇宙中的維理天體的迷蹤質量相疊加，這種作用導致在附近的星系（像仙女座星系）顯示出藍移的現象，並且向共同的重心接近，同時星系團的紅移圖像上帝的手指在作用使本動速度的消散大致成球型的分佈。這個增加的組合給了宇宙學家一個單獨測量質量的質光比（以太陽的質量和光為單位的星系的質量與光度比值），是尋找暗物質的重要工具。

對更遙遠的星系，的距離和紅移之間的關連性變得更為複雜。當你看見一個遙遠的星系，也就是看見相當久遠之前的星系，而那時的宇宙和現在是不同的。在那些早期的時刻，我們期待在俇展的速率上有所不同，原因至少有二個：

最近的觀測卻表明宇宙的擴張不僅沒有如同第一點的預測減速，反而在加速中。這是廣泛的，雖然不是相當普遍的，相信這是因為有暗物質在控制着宇宙的發展。這樣的宇宙常數暗示宇宙的最後命運不是大擠壓，反而可預見宇宙將長久存在。（可是在宇宙內多數的物理程序仍然朝向熱死亡。）

擴張的宇宙是大霹靂理論的中心預言，如果往前追溯，理論預測“奇點”的存在，而那時的宇宙有無限大的密度；廣義相對論的理論，大霹靂的理論依據，將不再能適用。最有可能取代的理論據信是尚未成熟的量子重力學，能在密度變得無窮大之前繼續適用。

在先進的自動化望遠鏡和改良的光譜儀合作之下，以一定數量星空的紅移當成宇宙的投影，通過紅移與角度位置數據的結合，紅移巡天圖可以顯示天空中一定範圍內物質的立體分佈狀態。這些觀測被用來研究宇宙的宇宙的大尺度結構，長城、許多廣達5億光年的超星系團，紅移巡天的檢測提供了戲劇性的大尺度構造的例子。

第一次紅移巡天是CfA紅移巡天，開始於1977年，至1982年完成最初的資料蒐集。最近的有2度視場星系紅移巡天，測量宇宙在一個部分的大尺度結構，量測了22萬個星系的z值，最後的結果已經在2003年6月釋出。（除了描繪星系在大尺度的模型，2度視場也可以估計微中子質量的上限。）其他值得重視的研究還有史隆數位巡天（SDSS），在2005年仍在繼續進行中，目標瞄準在觀測一億個天體。SDSS已經觀測到紅移高達0.4的星系和紅移超過z=6的類星體。深度2紅移巡天使用凱克望遠鏡和新的“DEIMOS”光譜儀，是深度1計劃的延續。深度2是設計來研究紅移0.7或更高的黯淡星系，因此可以填補SDSS和2df計劃的不足。

在輻射轉換和物理光學的主題中會總結電磁輻射中頻率和波長轉換可能發生的現象和交互作用導致位移的結果。在這些情況下位移和物理上對應的能量轉移到物質或其他的光子，而不是歸結於參考座標系的轉變之間。這些轉移可以歸結於凝聚作用（參見沃爾夫效應）或是來自於基本粒子、微粒物質、或來自波動的電介質媒介被充電，導致電磁輻射的散射。當這些現象對應於“紅移”或“藍移”的現象時，是物理的電磁輻射場本身的交互作用或是介入（干預）的物質來自參考座標系效應的現象。在天文物理，質-光交互作用的結果在輻射場的能量的遷移上通常是紅化而不是紅移，而這個項目通常是保留在前面的效應中討論的。

在許多情況下散射會導致輻射的紅化，因為熵會使光子趨向最低能量而減少高能的光子（總能量守恆）。除了在小心控制的情況下，散射不會在同一個變化中橫跨整個光譜，換言之，任何一個頻率上計算得到的z只是一個對應於頻率的函數，而且，來自介質的隨機散射通常可能發生在任何的角度上，而z又是一個散射角的函數。如果多次的散射發生，或是散射的粒子在相對的運動中，那麼通常都會造成譜線的畸變。

在恆星際天文學，可見光譜會因為穿過星際物質的散射過程出現星際紅化—類似於在日出或日落時大氣層造成太陽光偏紅和天空是藍色的瑞利散射。這種明顯的轉移成紅色的現象，是因為譜線中的紅色部分沒有被轉移成其他的頻率，以及額外的黯淡和畸變結合，這些現象使光子在視線中出現或消失。