天文紅移量檢測方法

Ⅰ 怎樣測量紅移

由於紅移正比於距離，這就給宇宙學家提供了一個測量宇宙的衡量標准。量桿必須通過測量較近星系來校準，雖然這種校準還有一些不確定性，但它仍然是宇宙學唯一最重要的發現。

沒有測量距離的方法，宇宙學家就不可能真正開始認識宇宙的本質，而哈勃定律的准確性表明，廣義相對論是關於宇宙如何運轉的極佳描述。

由於歷史原因，星系的紅移仍然用速度來表示，盡管天文學家知道紅移並非由自身的空間運動所引起。一個星系的距離等於它的紅移「速度」除以一個常數，這個常數叫作哈勃常數，它的數值大約是600000米每秒每百萬秒差距，這意味著星系和我們之間距離的每一個百萬秒差距將引起600000米每秒的紅移速度。對我們最近的鄰居來說，宇宙學紅移是很小的，而像仙女座星系那樣的星系顯示的藍移確實是它們的空間運動造成的多普勒效應藍移。

遙遠的星系團中的星系顯示圍繞某個中間值的紅移擴散度，這個中間值就是該星系團的宇宙學紅移，而對於中間值的偏差則是星系在星系團內部的運動引起的多普勒效應。

哈勃定律是唯一的紅移/距離定律，除穩定宇宙除外，不論從宇宙中的哪個星系來觀測，這個定律看起來都是一樣的。每個星系，非常近的鄰居除外，退離另一個星系的運動都遵循這條定律，膨脹是沒有中心的。這種情形通常被比作畫在氣球表面的斑點，當氣球吹脹時，斑點彼此分開更遠，這是因為氣球壁膨脹了，而不是因為斑點在氣球表面上移動了。從任意一個斑點進行的測量將證明，所有其他斑點的退行是均勻的，完全遵守哈勃定律。

當紅移大到相當於大約1/3以上光速時，紅移的計算就必須考慮狹義相對論的要求。所以，紅移等於2並不表示天體的宇宙學速度是光速的兩倍。

事實上，z=2對應的宇宙學速度等於光速的80%。已知最遙遠的類星體的紅移稍稍大於4，對應的速度剛剛超過光速的90%；星系紅移的最高紀錄屬於一個叫作8C1435+63的天體，其紅移值等於4.25。宇宙微波背景輻射的紅移是1000。

宇宙的衡量

Ⅱ 天文學上怎麼測星星之間的距離的

三角視差法

河內天體的距離又稱為視差，恆星對日地平均距離（a）的張角叫做恆星的三角視差(p)，則較近的恆星的距離D可表示為：
sinπ＝a/D
若π很小，π以角秒錶示，且單位取秒差距(pc)，則有：D=1/π
用周年視差法測定恆星距離，有一定的局限性，因為恆星離我們愈遠，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎，至今用這種方法測量了約10000多顆恆星。

分光視差法

對於距離更遙遠的恆星，比如距離超過110pc的恆星，由於周年視差非常小，無法用三角視差法測出。於是，又發展了另外一種比較方便的方法--分光視差法。該方法的核心是根據恆星的譜線強度去確定恆星的光度，知道了光度（絕對星等M），由觀測得到的視星等(m)就可以得到距離。

m - M= -5 + 5logD.

移動星團法

這時我們要用運動學的方法來測量距離，運動學的方法在天文學中也叫移動星團法，根據它們的運動速度來確定距離。不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恆星是以相等和平行的速度在銀河系中移動的。在銀河系之外的天體，運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離。

造父視差法（標准燭光法）

物理學中有一個關於光度、亮度和距離關系的公式。S∝L0/r2

測量出天體的光度L0和亮度S，然後利用這個公式就知道天體的距離r。光度和亮度的含義是不一樣的,亮度是指我們所看到的發光體有多亮，這是我們在地球上可直接測量的。光度是指發光物體本身的發光本領，關鍵是設法知道它就能得到距離。天文學家勒維特發現「造父變星」，它們的光變周期與光度之間存在著確定的關系。於是可以通過測量它的光變周期來定出廣度，再求出距離。如果銀河系外的星系中有顆造父變星，那麼我們就可以知道這個星系與我們之間的距離了。那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠星系，當然要另外想辦法。

三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法，前一支的尺度是幾百光年，後一支是幾百萬光年。在中間地帶則使用統計方法和間接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度達100億光年數量級。

哈勃定律方法

哈勃指出天體紅移與距離有關：Z = Hd /c，這就是著名的哈勃定律，式中Z為紅移量；c為光速；d為距離；H為哈勃常數，其值為50～80千米／(秒·兆秒差距)。根據這個定律，只要測出河外星系譜線的紅移量Z，便可算出星系的距離D。用譜線紅移法可以測定遠達百億光年計的距離。

1929年哈勃(Edwin Hubble)對河外星系的視向速度與距離的關系進行了研究。當時只有46個河外星系的視向速度可以利用，而其中僅有24個有推算出的距離，哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關系。現代精確觀測已證實這種線性正比關系

V = H0×d

其中v為退行速度，d為星系距離，H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值為0<h0<1）為比例常數，稱為哈勃常數。這就是著名的哈勃定律。

利用哈勃定律，可以先測得紅移Δν/ν通過多普勒效應Δν/ν=V/C求出V，再求出d。

哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星系來看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠的星系間彼此散開的速度越大。

Ⅲ 請問紅移是怎樣測定的

紅移在物理學和天文學領域，棚薯指物體的電磁輻射由於某種原因波長增加的現象，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。扮喊紅移的現象目前多用於天體的移動及規律的預測上。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，這類似於聲波因為多普勒效應造成的頻率變化。這樣的紅移現象在鏈缺者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。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

Ⅳ 天文如何測量天體間距離

三角視差法

測量天體之間的距離可不是一件容易的事。 天文學家把需要測量的天體按遠近不同分成好幾個等級。離我們比較近的天體，它們離我們最遠不超過100光年（1光年＝9.461012千米），天文學家用三角視差法測量它們的距離。三角視差法是把被測的那個天體置於一個特大三角形的頂點，地球繞太陽公轉的軌道直徑的兩端是這個三角形的另外二個頂點，通過者裂悉測量地球到那個天體的視角，再用到已知的地球繞太陽公轉軌道的直徑，依靠三角公式就能推算出那個天體到我們的距離了。稍遠一點的天體我們無法用三角視差法測量它和地球之間的距離，因為在地球上再也不能精確地測定他它們的視差了。

移動星團法

這時我們要用運動學的方法來測量距離，運動學的方法在天文學中也叫移動星團法，根據它們的運動速度來確定距離。不過在用運動學方法時還必須假定移動星團中所有的恆星是以相等和平行的速度在銀河系中移動的。在銀河系之外的天體，運動學的方法也不能測定它們與地球之間的距離。

造父視差法（標准燭光法）

物理學中有一個關於光度、亮度和距離關系的公式。S∝L0/r2

測量出天體的光度L0和亮度S，然後利用這個公式就知道天體的距離r。光度和亮度的含義是不一樣的,亮度是指我們所看到的發光體有多亮，這是我們在地球上可直接測量的。光度是指發光物體本身的發光本領，關鍵是設法知道它就能得到距離。天文學家勒維特發現「造父變星」，它們的光變周期與光度之間存在著確定的關系。於是可以通過測量它的光變周期來定出廣度，再求出距離。如果銀河系外的星系中有顆造父變星，那麼我們就可以知道這個星系與我們之間的距離了。那些連其中有沒有造父變星都無法觀測到的更遙遠星系，源滾當然要另外想辦法。

三角視差法和造父視差法是最常用的兩種測距方法，前一支的尺度是幾百光年，後一支是幾百萬光年。在中間地帶則使用統計方法和間接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度達100億光年數量級。

哈勃定律方法

1929年哈勃(Edwin Hubble)對河外星系的視向速度與距離的關系首乎進行了研究。當時只有46個河外星系的視向速度可以利用，而其中僅有24個有推算出的距離，哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關系。現代精確觀測已證實這種線性正比關系

V = H0×d

其中v為退行速度，d為星系距離，H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值為0<h0<1）為比例常數，稱為哈勃常數。這就是著名的哈勃定律。

利用哈勃定律，可以先測得紅移Δν/ν通過多普勒效應Δν/ν=V/C求出V，再求出d。

哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星系來看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠的星系間彼此散開的速度越大。

參考資料：http://..com/question/12486341.html?si=2

Ⅳ 測量天體的距離的方法有哪幾種

一般是用三角法，比如說地球在春分點和秋分點時分別觀測一顆恆星對地球的角度，然後以公轉軌道半徑為基線，算出它距地球的距離

對於較近的天體（500光年以內）採用三角法測距。
500－－10萬光年的天體採用光度法確定距離。
10萬光年以外天文學家找到了造父變星作為標准，可達5億光年的范圍。
更遠的距離是用觀測到的紅移量，依據哈勃定理推算出來的。
參考資料：吳國盛 《科學的歷程》

同的天體距離要有不同的方法，摘抄如下：

天體測量方法

2.2.2光譜在天文研究中的應用

人類一直想了解天體的物理、化學性狀。這種願望只有在光譜分析應用於天文後才成為可能並由此而導致了天體物理學的誕生和發展。通過光譜分析可以：(1)確定天體的化學組成；(2)確定恆星的溫度；(3)確定恆星的壓力；(4)測定恆星的磁場；(5)確定天體的視向速度和自轉等等。

2.3天體距離的測定
人們總希望知道天體離我們有多遠，天體距離的測量也一直是天文學家們的任務。不同遠近的天體可以采不同的測量方法。隨著科學技術的發展，測定天體距離的手段也越來越先進。由於天空的廣袤無垠，所使用測量距離單位也特別。天文距離單位通常有天文單位(AU)、光年(ly)和秒差距(pc)三種。

2.3.1月球與地球的距離

月球是距離我們最近的天體，天文學家們想了很多的辦法測量它的遠近，但都沒有得到滿意的結果。科學的測量直到18世紀（1715年至1753年）才由法國天文學家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的學生拉朗德(Larand)用三角視差法得以實現。他們的結果是月球與地球之間的平均距離大約為地球半徑的60倍，這與現代測定的數值（384401千米）很接近。

雷達技術誕生後，人們又用雷達測定月球距離。激光技術問世後，人們利用激光的方向性好，光束集中，單色性強等特點來測量月球的距離。測量精度可以達到厘米量級。

2.3.2太陽和行星的距離

地球繞太陽公轉的軌道是橢圓，地球到太陽的距離是隨時間不斷變化的。通常所說的日地距離，是指地球軌道的半長軸，即為日地平均距離。天文學中把這個距離叫做一個「天文單位」(1AU)。1976年國際天文學聯合會把一個天文單位的數值定為1.49597870×1011米，近似1.496億千米。

太陽是一個熾熱的氣體球，測定太陽的距離不能像測定月球距離那樣直接用三角視差法。早期測定太陽的距離是藉助於離地球較近的火星或小行星。先用三角視差法測定火星或小行星的距離，再根據開普勒第三定律求太陽距離。1673年法國天文學家卡西尼(Dominique Cassini)首次利用火星大沖的機會測出了太陽的距離。

許多行星的距離也是由開普勒第三定律求得的，若以1AU為日地距離，「恆星年」為單位作為地球公轉周期，便有：T2＝a3。若一個行星的公轉周期被測出,就可以算出行星到太陽的距離。如水星的公轉周期為0.241恆星年，則水星到太陽的距離為0.387天文單位(AU)。

2.2.3恆星的距離

由於恆星距離我們非常遙遠，它們的距離測定非常困難。對不同遠近的恆星，要用不同的方法測定。目前，已有很多種測定恆星距離的方法：

(1)三角視差法

河內天體的距離又稱為視差，恆星對日地平均距離（a）的張角叫做恆星的三角視差(p)，則較近的恆星的距離D可表示為：

sinπ＝a/D

若π很小，π以角秒錶示，且單位取秒差距(pc)，則有：D=1/π

用周年視差法測定恆星距離，有一定的局限性，因為恆星離我們愈遠，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎，至今用這種方法測量了約10,000多顆恆星。

天文學上的距離單位除天文單位（AU）、秒差距(pc)外，還有光年(ly)，即光在真空中一年所走過的距離，相當94605億千米。三種距離單位的關系是：

1秒差距(pc)＝206265天文單位(AU)＝3.26光年＝3.09×1013千米

1光年(1y)＝0.307秒差距(pc)＝63240天文單位(Au)＝0.95×1013千米。

(2)分光視差法

對於距離更遙遠的恆星，比如距離超過110pc的恆星，由於周年視差非常小，無法用三角視差法測出。於是，又發展了另外一種比較方便的方法--分光視差法。該方法的核心是根據恆星的譜線強度去確定恆星的光度，知道了光度（絕對星等M），由觀測得到的視星等(m)就可以得到距離。

m - M= -5 + 5logD.

(3)造父周光關系測距法

大質量的恆星，當演化到晚期時，會呈現出不穩定的脈動現象，形成脈動變星。在這些脈動變星中，有一類脈動周期非常規則，中文名叫造父。造父是中國古代的星官名稱。仙王座δ星中有一顆名為造父一，它是一顆亮度會發生變化的「變星」。變星的光變原因很多。造父一屬於脈動變星一類。當它的星體膨脹時就顯得亮些，體積縮小時就顯得暗些。造父一的這種亮度變化很有規律，它的變化周期是5天8小時46分38秒鍾，稱為「光變周期」。在恆星世界裡，凡跟造父一有相同變化的變星，統稱「造父變星」。

作者： haj520520 2005-5-21 18:44 回復此發言

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2 天體測量方法

1912 年美國一位女天文學家勒維特（Leavitt 1868--1921）研究小麥哲倫星系內的造父變星的星等與光變周期時發現：光變周期越長的恆星，其亮度就越大。這就是對後來測定恆星距離很有用的「周光關系」。目前在銀河系內共發現了700多顆造父變星。許多河外星系的距離都是靠這個量天尺測量的。

(4)譜線紅移測距法

20 世紀初，光譜研究發現幾乎所有星系的都有紅移現象。所謂紅移是指觀測到的譜線的波長(l)比相應的實驗室測知的譜線的波長(l0)要長，而在光譜中紅光的波長較長，因而把譜線向波長較長的方向的移動叫做光譜的紅移，z=(l-l0)/ l0。1929年哈勃用2.5米大型望遠鏡觀測到更多的河外星系，又發現星系距我們越遠，其譜線紅移量越大。

譜線紅移的流行解釋是大爆炸宇宙學說。哈勃指出天體紅移與距離有關：Z = H*d /c，這就是著名的哈勃定律，式中Z為紅移量；c為光速；d為距離；H為哈勃常數，其值為50～80千米／(秒·兆秒差距)。根據這個定律，只要測出河外星系譜線的紅移量Z，便可算出星系的距離D。用譜線紅移法可以測定遠達百億光年計的距離。

o(∩_∩)o 如果我的回答對您有幫助，記得採納哦，感激不盡。

Ⅵ 請問紅移是怎樣測定的

直接觀測的。
一個天體的光譜向長波（紅）端的位移叫做紅移。通常認為它是多普勒效應所致，即當一個波源（光波或射電波）和一個觀測者互相快速運動時所造成的波長變化。美國天文學家哈勃於1929年確認，遙遠的星系均遠離我們地球所在的銀河系而去，同時，它們的紅移隨著它們的距離增大而成正比地增加。這一普遍規律稱為哈勃定律，它成為星系退行速度及其和地球的距離之間的相關的基礎。這就是說，一個天體發射的光所顯示的紅移越大，該天體的距離越遠，它的退行速度也越大。紅移定律已為後來的研究證實，並為認為宇宙膨脹的現代相對論宇宙學理論提供了基石。上個世紀60年代初以來，天文學家發現了類星體，它們的紅移比以前觀測到的最遙遠的星系的紅移都更大。各種各樣的類星體的極大的紅移使我們認為，它們均以極大的速度（即接近光速的90%）遠離地球而去；還使我們設想，它們是宇宙中距離最遙遠的天體。

光是由不同波長的電磁波組成的，在光譜分析中，光譜圖將某一恆星發出的光劃分成不同波長的光線，從而形成一條彩色帶，我們稱之為光譜圖。恆星中的氣體要吸收某些波長的光，從而在光譜圖中就會形成暗的吸收線。每一種元素會產生特定的吸收線，天文學家通過研究光譜圖中的吸收線，可以得知某一恆星是由哪幾種元素組成的。將恆星光譜圖中吸收線的位置與實驗室光源下同一吸收線位置相比較，可以知道該恆星相對地球運動的情況。

天體光譜中某一譜線相對於實驗室光源的比較光譜中同一譜線向紅端的位移。

太陽的紅移 1907年哈姆發現太陽邊緣有與自轉無關的小量紅移。兩條鐵譜線與日面中心的相比，紅移了+0.012埃。同年，海耳和W.S.亞當斯指出，他們所觀測的譜線在日面邊緣都有紅移；而且波長越長，紅移越大。此後發現除紅移外,還有譜線輪廓的復雜變化。現在,任何解釋太陽譜線紅移的理論必須同時能說明下列觀測事實：①日面中心的紅移（絕對值）為廣義相對論所預期的引力紅移 □的一半；②紅移從日面中心到邊緣有變化，而且東邊緣紅移超出西邊緣紅移；③譜線輪廓不對稱性從日面中心到邊緣的變化，特別是當到達邊緣時不對稱性消失；④不同譜線的紅移量之間存在一定的差別；有一些譜線的紅移從日面中心到邊緣沒有變化，等於廣義相對論紅移。迄今對此還沒有一種令人滿意的解釋。

電磁波經過太陽附近的紅移 "先驅者" 6號行星際探測器於1968年12月21日飛到太陽背後，當它為日冕所掩時，曾觀測到它發射的2,292兆赫頻帶的中心頻率，除平均漂移外,可能有剩餘紅移。當金牛座T星接近於日掩時,也曾觀測到中性氫21厘米譜線減小150赫。這些現象尚待進一步探索。

恆星的紅移 1868年哈根斯測量了一些恆星的視向速度，宣布天狼的紅移為每秒47公里。1915年發現白矮星之後，人們通常認為白矮星的巨大剩餘紅移主要是引力紅移。此外，在Of型星、沃爾夫－拉葉星、某些銀河星團的成員星、獵戶座大星雲中的B型星中也觀測到反常紅移(這里指不能用引力效應解釋的紅移)。目前，還沒有恰當的理論揭示恆星紅移的本原。

星系的紅移 除少數幾個近距星系外，其他星系的光譜都呈現紅移，而且用射電方法測定的紅移與可見光波段一致。1929年，哈勃發現了星系的紅移量和距離成正比的規律，即哈勃定律。若承認紅移是多普勒退行速度效應，則能得出可觀測的宇宙作整體膨脹的結論。星系的紅移成為五十年來影響最為深遠的宇宙現象。然而，還有很多觀測事實，在探討星系紅移本原時應該計及。例如，在某些星系團中，旋渦星系的紅移比橢圓星系的大，即存在所謂的星系類型-紅移效應;一些雙重星系和多重星系中，特殊成員星系有反常紅移（這里指不滿足哈勃定律的紅移）;霍金斯根據474個星系的紅移－視星等關系，求出紅移與距離的1.66次方成比例；沃庫勒分析了118個星系群和星系團的平均紅移和距離,認為紅移與距離不是線性關系。

1966年以來，得知有不少類星體光譜中有比發射線多得多的吸收線，有的還有一組以上的不同紅移的吸收線系；此外，還有很多吸收線沒有得到證認。吸收線紅移一般小於發射線紅移。通常認為，吸收線是在類星體周圍的氣體中，或是在視線方向介於觀測者和類星體之間的星系、星系暈或星際物質中產生的。

類星體的紅移和視星等之間沒有明顯的關系，這與正常星系的情況很不相同。1978年，沙魯和薩普利根據626個類星體的紅移-視星等圖,得出的斜率是0.141，而哈勃線性律則要求斜率為0.2。

1966年,阿普發現有一些類星體與特殊星系成協,而類星體有較大的紅移。後來這種情況陸續有所發現，類星體的不相符紅移甚至有大出兩個數量級的，這向傳統的紅移解釋提出了嚴重的挑戰。

紅移和速度 在經典多普勒效應中，引起譜線紅移的僅是視線方向上的退行速度。在狹義相對論多普勒效應中,除徑向退行外，橫向速度也能引起紅移,但比退行速度的紅移小一級，可忽略不計。傳統上把觀測到的紅移完全換算為徑向退行速度。類星體巨大紅移和不相符紅移發現以後，橫向速度引起的紅移開始受到重視。若能觀測到橫向角速度（包括自行），則與保留橫向速度項的相對論多普勒效應和哈勃定律聯立求解，便可得到橫向線速度和比單由哈勃定律得出的小得多的距離，並可把不相符紅移解釋為橫向速度的差異。

星系和類星體的紅移的解釋 二十年代，星系紅移的研究曾受到德西特靜態宇宙模型的推動，而星系速度－距離關系的發現，則成為宇宙膨脹的觀測證據。以廣義相對論為基礎的宇宙膨脹假說不僅可以解釋哈勃定律，還能說明一系列觀測到的現象，例如微波背景輻射和奧伯斯佯謬，但不能解釋不相符紅移。半個世紀以來，人們提出了許多關於紅移的非速度本原的解釋，例如，光子老化說，物理常數變化理論。有人還試圖用不均勻宇宙模型、多重爆炸宇宙學等來說明偏離哈勃定律的不相符紅移，然而這些都是假說，沒有得到公認。

Ⅶ 天文學中的紅移是什麼意思

紅移在天文學領域，指物體的電磁輻射由於某種原因波長增加的現象，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。紅移的現象目前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，隨著對電磁波譜各個波段的了解逐步深入，任何電磁輻射的波長增加都可以稱為紅移。

對於波長較短的γ射線、X-射線和紫外線等波段，波長櫻謹變長確實是波譜向紅光移動，「紅移」的命名並無問題；

而對於波長較長的紅外線、微波和無線電波等波段掘陸，盡管波長增加實際上是遠離紅光波段，這種現象還是被稱為「紅移」。

(7)天文紅移量檢測方法擴展閱讀：

紅移類別：

多普勒紅移：

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長波（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波長變長。因為紅光的波長比藍光的長，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-紅外透射曲線向更長波長方向移動（Cibula和Carter， 1992）的現象稱為「紅端偏移」簡稱「紅移」

簡單的說，就是700納米波長范圍的拐點向長波方向移動（如右圖曲線）。

引力紅移：

引力紅移，是強引力場中天體發射的電磁波波長變長的現象。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，其波長會變長一些，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！

參判頌頃考資料：網路---紅移

Ⅷ 天文學家如何區分紅移量不同的恆星和顏色不同的恆星呢

要了解它是如何工作的，你需要了解光譜學的基礎知識。決定恆星顏色的關鍵因素是它的溫度。枯世睜任何物體都會以其溫度所決定的方式釋放出所有波長的光子:

但是紅移會以一種可預測的方式導致整個模式的改變。(參見馬爾科姆·薩金特(Malcolm Sargeant)的回答。)相對速度使每個波長看起來更長，就像遠離你的物體發出的聲波變深一樣。(聽一輛救護沒歲車呼嘯而過，突然從「走近」變成了「走開」。)這種現象被稱為多普勒效應。

通過觀察這些線，我們可以知道恆星是由什麼組成的。通過觀察這些線出現的位置，我們可以知道恆星的運動速度。這些微小的變化幫助我們確定哪些恆星有行星:行星的運動引起了擺動，導致恆星交替地紅移和藍移。它需要非常靈敏的儀器才能觀測到，但它在尋找其他太陽系的行星方面非常有效。

Ⅸ 天文紅移量的測定方法

紅移的測量方法：
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波長上被比對出來，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范圍。只觀察到一些孤立的特徵,或是沒有特徵的光譜,或是白噪音（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波長（或頻率）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，都有一些基本的說明。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。

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波長增加的現象，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。紅移的現象目前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，隨著對電磁波譜各個波段的了解逐步深入，任何電磁輻射的波長增加都可以稱為紅移。對於波長較短的γ射線、X-射線和紫外線等波段，波長變長確實是波譜向紅光移動，「紅移」的命名並無問題；而對於波長較長的紅外線、微波和無線電波等波段，盡管波長增加實際上是遠離紅光波段，這種現象還是被稱為「紅移」。
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，這類似於聲波因為多普勒效應造成的頻率變化。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。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。這種關系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。

觀測方法：
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，而沒有任何一種假說能如此的振振有詞。
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，由於濾光器在某些波長的范圍內非常靈敏，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-綠為尖峰的黑體光譜，並且光的強度在經過濾光器時將減少二級（1+z）。

Ⅹ 紅移的觀測方法

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，而沒有任何一種假說能如此的振振有詞。
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，由於濾光器在某些波長的范圍內非常靈敏，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-綠為尖峰的黑體光譜，並且光的強度在經過濾光器時將減少二級（1+z）。 使用SOHO衛星的LASCOC1攝影機觀測到的太陽日冕。這張圖片是以鐵XIV的5308&Aring譜線經都普勒儀觀察日冕中的電漿接近與遠離衛星的速度，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著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溫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回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。
對比本星系群遙遠，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，這種關系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VestoSlipher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：這意味著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布。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，目前的距離和紅移之間的關連性變得更為復雜。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： 星系之間相互的重力吸引會減緩宇宙的擴張行動 可能存在的宇宙常數或第五元素與可能會改變宇宙擴張的速率。 最近的觀測卻建議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著宇宙的發展。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范圍內物質的立體分布狀態。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，測量宇宙在一個部份的大尺度結構，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。