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天文小科普：视觉上的多普勒效应——红移和蓝移

红移是指物体向远离地球的方向移动时，它所发出的光波长随之增加。蓝移与红移相反，是指物体向靠近地球方向移动引起的波长减小。

红移和蓝移是多普勒效应的可视版本。你也许已经亲身体会过多普勒效应的影响，最好的例子，就是当一辆正在鸣警笛的车向你驶来时，警笛的音调要远高于它经过并离开你的时候。这种音调的升高，则是与频率的增加相对应的。

多普勒效应也同样适用于光波。当一个物体向靠近我们的方向移动时，光的波长会向光谱的蓝色一端移动；当物体向远离我们的方向移动时，波长则会向红色一端移动。这种变化能够在光谱线上被观察到。

红移和蓝移的图示

遥远星系超星系团光学光谱中的吸收线（右）与太阳光谱中的吸收线（左）相比较箭头表示红移波长向红移及以上方向增加(频率减小）

红移与蓝移的历史

多普勒效应是以1842年第一次对这个现象作出物理解释的物理学家，克里斯蒂安·安德烈亚斯·多普勒的姓氏命名的。随后，这个假说在1845年被荷兰科学家克里斯托弗·巴洛特实验证实。

多普勒红移是由法国物理学家阿曼德·斐索在1848年首次提出的。他指出恒星谱线位置的移动与多普勒效应有关，因此，多普勒红移也被称为“多普勒-斐索效应”。1868年，英国天文学家威廉·哈金斯就是运用这个理论，首次测出了恒星相对于地球的运动速度。

在1871年，当利用太阳自转测出在太阳光谱的夫朗和斐谱线有0.1埃的红光位移时，光学红移的理论得到了证实。1901年，阿里斯塔克·别洛波尔斯基在实验室中利用一组旋转的镜子证明了光学红移。

寻找红移

来自遥远物体光源的光谱可以通过光谱学来测量。为了测量出红移，需要找出光谱中的一些特征，比如吸收线、发射线或其他光强的变化。而发现红移后，需要一个有相似特征的光谱来进行比较才能够测量，可以使用宇宙中一个非常常见的元素，氢元素的原子光谱。

在上面的图中，你可以看到两个光谱。一个源自光谱已知的太阳光，一个来自遥远星系的超星系团。当我们比较这两者时，我们可以看到太阳和遥远星系的氢线之间存在着相关性，它们之间唯一不同的是，星系光谱中的吸收线都向红端移动了。这表明红移现象正在发生，这个星系正在远离我们（或者我们正在远离星系）。

红移和蓝移的计算方法

当我们找到一个已知的光谱线时，我们就可以计算出它在光谱中的波长。然后我们就可以通过这个来计算出红移的值。

从上面的图表中，我们可以在656.2nm处找到氢α发射线。然后我们就可以基于观察到的光谱来计算出波长。对于这个例子，观察到的线在675纳米处。这样，我们就可以用一个简单的方程式来计算红移的数值了。

代入我们所观测到的波长数据：

z是一个无因次量，其正值表示红移，负值表示蓝移。

红移实例

当今已知红移最高的天体是星系。最可靠的红移来自光谱数据，目前确认的光谱红移最高的星系是IOK-1，红移z=6.96。

(伽玛射线暴GRB 080913)

已观测到最遥远的伽玛射线暴是GRB 080913，它的红移z=6.7。