紅移（redshift）是指電磁輻射的波長增加、頻率降低的現象。在可見光波段，表現為光譜的譜線朝紅色波段移動。對于波長較長的紅外線、微波和無線電波等，盡管波長增加會導致遠離紅光波段，這種現象還是被稱為“紅移”。與紅移相反的波長減少、頻率增加的現象稱為負紅移或藍移。通常用波長變化值與原波長的比值表示紅移的大小，即紅移值，紅移則該值為正，藍移則為負。
據不同的作用機制，紅移可分為克里斯蒂安·多普勒紅移、宇宙學紅移和引力紅移。多普勒紅移是由物體和觀察者之間的相對運動導致的，多普勒效應可解釋這種現象。引力紅移也稱阿爾伯特·愛因斯坦位移，可以用廣義相對論解釋，由于引力能引起時間的膨脹，光從引力場發射出來時會產生紅移現象。宇宙學紅移是由宇宙空間膨脹使光子波長增加而引起的。哈勃–勒梅特定律（哈勃定律）揭示了星系的紅移量與距離成正比的規律。
紅移在地面技術的應用包括多普勒雷達和雷達測速儀等。紅移現象是宇宙膨脹大爆炸理論的強有力證據。紅移也被用于天文學觀測。，并且這些現象在地球技術如多普勒雷達和雷達槍中得到了應用。
簡史
該現象的研究歷史始于19世紀經典波動力學的發展以及多普勒效應相關現象的探索。這種效應以克里斯蒂安·多普勒（Christian Doppler）命名，他于1842年提出了該現象的第一個已知的物理解釋。這一假設于1845年由荷蘭科學家克里斯托弗斯·布伊斯·巴洛特（Christophorus Buys Ballot）通過聲波的實驗來測試并得到確認。并且多普勒正確地預言了這種現象適用于所有種類的波，特別是認為恒星的變化顏色可以歸因于它們相對于地球的運動。不過，關于恒星顏色變化的這一推論后來被推翻了，因為發現恒星的顏色主要是由恒星的溫度決定的而不是相對運動引起的。直到后來，經實驗驗證的紅移觀測結果才證實克里斯蒂安·多普勒關于紅移是適用于所有種類波的預言是正確的。
首次描述了多普勒紅移的是法國物理學家希波呂特·菲澤（Hippolyte Fizeau），他于1848年指出在恒星中看到的光譜線的移位是由多普勒效應引起的。這種效應有時被稱為“多普勒-菲澤效應”。英國天文學家威廉·哈金斯（William Huggins），于1868年，第一位使用這種方法確定了恒星遠離地球的速度。1871年，又利用太陽的自轉測出太陽光譜的夫朗和斐線（Fraunhofer lines）在紅光部分有0.1埃的位移，從而證實了光學紅移。1887年，福格爾（Vogel）和沙伊納（Scheiner）發現由于地球的軌道速度，位于黃道附近的恒星的多普勒頻移每年都會發生變化。1901年，阿里斯塔克·別洛波爾斯基（Aristarkh Belopolsky）利用旋轉鏡組在實驗室驗證了光學紅移現象。
而“紅移”這一術語（即以red-shift這種連字符的形式）最早出現在1908年美國天文學家沃爾特·亞當斯（Walter S. Adams）的出版物中，其中他提到了“探討星云紅移的兩種方法”。
自1912年起，維斯特·斯里弗爾（Vesto Slipher）觀測到大多數螺旋星系（當時被認為是星云）都有明顯的紅移，之后他在《羅威爾天文臺公報》（Lowell Observatory Bulletin）的創刊號中首次報道了他的測量結果。三年后，他在《大眾天文學》（Popular Astronomy）雜志上發表了一篇評論文章，在文章中，他指出：“仙女座大螺旋星系具有-300km/s這一相當異常的速度，這一早期發現表明了當時可用的手段不僅可以用來研究星系的光譜，還可以研究它們的速度。”同時斯里弗爾報告了分布在整個天球上的15個螺旋星云的速度，除了其中三個以外，其余的均具有可觀測到的“正向”（即遠離地球）速度。隨后，愛德溫·哈勃（Edwin Hubble）發現了這種 "星云 "的紅移與它們的距離之間的近似關系，并提出了以他名字命名的哈勃定律。這些觀測結果證實了亞歷山大·弗里德曼（Alexander Friedmann）于1922年推導出的弗里德曼-勒梅特方程（Friedmann–Lema?tre equations）。這些結果如今也被認為是支持宇宙膨脹和宇宙大爆炸理論的有力證據。
紅移機制解釋
紅移（和藍移）可以用天體的觀測與發射之間的波長（或頻率）的相對差異來描述。在天文學中，習慣上使用一個無量綱量來表示這種變化。如果表示波長，表示頻率（注意，，其中是光速），那么由以下公式來定義：
在測量了值之后，紅移和藍移的區別僅僅是為正還是負。例如，多普勒效應的藍移（）與天體朝觀察者方向移動相關，伴隨著光會向更高的能量方向發生偏移。相反，多普勒效應的紅移（）與天體遠離觀察者方向移動相關，伴隨著光會向較低能量的方向發生偏移。同樣，引力藍移與從強引力場內觀察較弱引力場內的光源發出的光相關，而引力紅移則意味著相反的情況。
進一步的，一個光子在真空中傳播時可以有幾種不同的紅移機制，最終觀測到的現象是類似的，歸根結底這些機制是在不同參考系（時空）的所對應的不同變換（可參考上文的紅移總結）。
多普勒紅移
如果光源遠離觀察者，則會出現紅移（）；如果光源向觀察者移動，則會出現藍移（）。這對于所有電磁波都是適用的，并可以用多普勒效應來解釋。因此，這種類型的紅移被稱為多普勒紅移。如果光源遠離觀察者的速度v遠小于光速
（），則紅移可以由以下公式給出：
其中c是光速。在經典多普勒效應中，源的頻率并沒有被改變，但退行會造成頻率降低的假象。
更完整的克里斯蒂安·多普勒紅移處理需要考慮源接近光速運動時的相對論效應。簡而言之，由于狹義相對論的時間膨脹，接近光速運動的物體需要將Lorentz因子引入到經典多普勒公式中來進行修正（僅針對視線方向的運動）：
這一現象是于1938年由赫伯特·艾夫斯（ Herbert E. Ives）與G.R.斯蒂爾韋爾首次在實驗中觀測到，因此也被稱為艾夫斯-斯蒂爾韋爾實驗。
由于洛倫茲因子僅取決于速度的大小，因此與相對論修正相關的紅移與源運動的方向無關。而與之相反，公式的經典部分取決于源的運動在視線方向上的投影，從而導致不同方向會產生不同的結果。下面假設是在觀察者參考系下相對運動方向與發射方向的夾角，那么相對論性多普勒效應的完整形式為：
如果僅僅沿著視線運動（即），該方程可以簡化為：
如果在觀察者參考系下光線與觀察者相對運動方向成直角（即），此時相對論性的多普勒紅移也被稱為橫向紅移，公式可以簡化為：
所以即使物體并沒有朝遠離觀察者的方向移動，仍會觀測到紅移。那么當運動存在一個橫向分量時，就會存在某個速度，使得時間膨脹恰好抵消了預期的藍移，而當速度更高時，朝向觀察者運動的源將會出現紅移。
宇宙學紅移
在20世紀早期，斯利弗、維爾茨等人對銀河系外的星系進行了首次紅移與藍移的測量。他們最初將這些紅移和藍移解釋為隨機運動的結果，但后來勒梅特（1927年）和哈勃（1929年）根據以前的數據，發現了星系的紅移和距離的增加之間存在著大致的線性關系。勒梅特意識到這些觀察結果可以通過愛因斯坦方程的弗里德曼解中所看到的產生紅移的機制來解釋。紅移和距離之間的相關性是所有這些具有空間膨脹的模型所要求的，因此，在膨脹的空間中傳播的光子的波長會被拉長，從而產生了宇宙學紅移。
在宇宙學背景下的紅移與鄰近物體所表現出的局部多普勒效應紅移相比是存在區別的（可參考宇宙學效應與局域效應的部分）。宇宙學紅移不是由于天體間的相對速度引起的，而是由于它們所穿行的時空本身的全局特征使得光子的波長和紅移增加。這個效應的一種解釋是宇宙時空本身正在膨脹，當然也有其他諸如光子老化、物理常數變化、多重爆炸宇宙等等解釋，但因過于牽強，能解釋的現象較少從而已不是目前的主流解釋。
數學推導
可以使用描述均勻和各向同性的宇宙的廣義相對論方程推導出該效應的觀測結果。而為了推導出紅移效應，可以使用光的測地線方程，即：
其中各字母表示
對于一名觀察者在和的時空位置觀察到光波的波峰，而該光波的波峰在和的時空位置被發射出來。對光波的空間路徑和時間路徑上進行積分得到：
一般來說，由于度規的變化，光的波長在兩個所考慮的時空點上是不的。當光波被發射時，它具有波長，那么下一個波峰的發射時間為：
而下一個可被觀測到的波長為的波峰的到達時間為：
由于隨后的波峰再次從發射并在處被觀察到，因此可以寫出以下方程式：
由于上述兩個積分方程的右側是相同的，這意味著：
進一步有：
從而我們發現：
對于一個非常短的時間變化（在光波的一個周期內），尺度因子基本上是一個常數（以及）。因此有：
進一步可以寫成：
再使用上面提供的紅移的定義得到方程：
在一個膨脹的宇宙中（如我們所處的宇宙），尺度因子隨著時間的推移會不斷增加（即），因此是正的，從而遙遠的星系會呈現出紅移。
利用宇宙膨脹模型，紅移可以與被觀測物體的年齡相關，即所謂的宇宙時間紅移關系。將密度比表示為:
表示臨界密度，用于劃分最終壓縮的宇宙和單純膨脹的宇宙。這個密度大約是每立方米空間三個氫原子。在較大的紅移下會有，從而人們發現：
宇宙學效應與局域效應
對于紅移量的宇宙學紅移，本質上是一種“宇宙學效應”，即由于星系之間的特殊運動而額外產生的多普勒紅移和藍移會導致標準哈勃定律出現廣泛散布。這種情況可以通過“膨脹的橡皮板宇宙”來說明，這是一種用來描述空間膨脹的常見的宇宙學類比。如果用滾珠軸承表示兩個物體，用一塊伸展的橡膠板表示時空，多普勒效應是由滾珠在橡膠板上滾動產生奇特的運動引起的。當滾珠軸承被粘在橡膠板上，而橡膠板被拉伸時，宇宙學紅移就會發生。
星系的紅移既包括因宇宙膨脹引起的退行速度的相關分量，也包括特殊運動（克里斯蒂安·多普勒移位）的相關分量。宇宙膨脹引起的紅移取決于退行速度，其描述方式由所選擇的有關宇宙膨脹的宇宙學模型來決定的，這與多普勒紅移僅取決于局部速度的描述方式非常不同。
一般流行的文獻經常使用“多普勒紅移”而不是“宇宙學紅移”來描述以時空膨脹為主導的星系的紅移，但是宇宙學紅移不是通過相對論性的多普勒方程發現的，而是用狹義相對論來表述的；因此，是不可能的，但在宇宙學紅移的情況下，是有可能的，因為分隔物體（例如類星體與地球之間）的空間膨脹速度可以超過光速。更加數學化的表達即"遙遠的星系正在遠離"和"星系間的空間正在膨脹"這兩種觀點是可以通過改變坐標系來聯系的。要更精確地表達這一點需要使用弗里德曼 - 羅伯特森 - 沃克度規（Friedmann–Robertson–Walker metric）的數學方法。
引力紅移
在廣義相對論中，引力場的勢阱內會存在時間膨脹，這便被稱為引力紅移或阿爾伯特·愛因斯坦位移。這種效應的理論推導來自于愛因斯坦方程的施瓦西解，其會推導出下述公式，用于描述光子在無電荷、無自轉、球對稱的引力場中傳播時的紅移現象：
其中：
這種引力紅移效應也可以從狹義相對論和等效原理的假設中推導出來，而不需要使用完整的廣義相對論理論。
在地球上，這種效應非常微小，但可以通過穆斯堡爾（M?ssbauer）效應來進行測量，并之后在龐德-雷布卡（Pound–Rebka）實驗中得以首次觀察到了這一效應。然而，在黑洞附近時，這種效應就會變得非常顯著，即當一個物體接近事件視界時，紅移會變成無窮大。這也是宇宙微波背景輻射中造成大角度尺度溫度擾動的主要原因。
以下為對各種紅移類型的機制總結：
紅移觀測
首先一個光源發出的光，其光譜是可以被測量，而為了確定紅移，可以在光譜中尋找吸收譜線、發射譜線或其他光強度變化的特征。如果找到了這些特征，可以將它們與在地球上的實驗中發現的各種化合物光譜中已知的特征進行比較。太空中最常見的元素是氫，原本無特征的光照射氫原子將呈現出氫的所有特征光譜，而光譜的譜線會具有特定的間隔。如果從一個來自遙遠的源的觀測光譜中看到相同的間隔模式，但波長發生了偏移，那么也可以被識別為氫。如果在兩個光譜中識別出相同的光譜線，但出現了不同的波長，則可以使用下表來計算紅移，而以這種方式確定物體的紅移需要一個頻率或波長范圍。
而在天文學領域是可以測量紅移的具體值的，因為原子的發射和吸收光譜是獨一無二的，且可以在地球上實驗室的光譜實驗中進行校準的。但是同樣作為一種測量方法，光譜學比測光法（photometry）難度會大得多，耗費的觀測時間也很久，而后者方法較為簡單，即是通過特定的濾波片來測量天體的亮度。當測光數據是全部可用的時候（例如，哈勃深場和哈勃超深場），天文學家會依靠于一種測量光度紅移的技術。但由于測光濾鏡的波長范圍很寬，以及對光源處光譜性質的必要假設，這類測量的誤差可以達到，比光譜學測量的精度要差很多。然而，由于測光法的技術可以利用其現有測光數據快速估算出大量星系的紅移數據，而且對于大樣本統計研究仍可以給出較可靠的星系性質，所以目前依舊得到了重視并被廣泛應用。
本地觀測
因為近距離天體（銀河系內的）觀測到的紅移幾乎總是與被觀察到的天體的相對視線速度有關，所以對于這種紅移或藍移的觀測使得天文學家能夠測量速度并參數化光譜雙星軌道中軌道星的質量，這種研究方法最初是由英國天文學家威廉·哈金斯于1868年采用。同樣，在單個恒星的光譜測量中探測到的小紅移或小藍移已可以被用來診斷和測量恒星周圍行星系統的存在，甚至在行星凌日期間可以進行非常精細的紅移測量，以確定更加精確的軌道參數。
如今，精細的紅移測量已被應用于諸如日震學來確定太陽光球層的精確運動，以及行星旋轉速度、星際云速度的測量，星系的旋轉，甚至研究中子星和黑洞的吸積動力學。此外，通過測量克里斯蒂安·多普勒展寬（即單個發射或吸收線的紅移或藍移）還可以獲得各種天體的溫度，比如通過測量不同方向中21厘米氫線的展寬和位移，天文學家已可以測量星際氣體的退行速度，這樣就又進一步得到了銀河系的旋轉曲線，類似的測量也已在其他星系（如仙女座）中進行。因此，作為一種診斷工具，紅移測量已是天文學中最重要的光譜學測量之一。
河外星系觀測
大約在1912年，維斯特·斯里弗爾成為了第一位發現星系紅移的人。而哈勃將斯里弗爾的測量結果與他通過其他方式測量的距離聯系起來，尋找到了紅移與距離之間的關聯性，從而形成了哈勃定律，即對于在大約一千兆秒差距以內，比本星系群和附近的室女星系團更遠的星系，紅移與星系的距離大概是成正比的，所以越遙遠的物體會顯示出越大的紅移。最早發現的 "高紅移"（）天體是類星體的發光點狀核心，之后天文望遠鏡的改進又允許可以發現其他高紅移的河外星系。而目前觀測到的對應于最遠的距離和距今最早的時間的最高紅移便是是宇宙微波背景輻射的紅移；其紅移的數值約為（對應于現在的時間），它顯示了大爆炸最初時刻后的37.9萬年，即大約138億年前的宇宙狀態。
不過哈勃定律對于距離和紅移之間的線性關系是假設宇宙的膨脹速率為恒定的。然而，當宇宙在更年輕（如大爆炸最初時刻）的時候，膨脹速率（也就是哈勃 "常數"）會比今天要大的多。那么，對于更遙遠的星系來說，其光線傳播到我們這里的時間會更長，因此恒定膨脹速率這一近似就失效了，哈勃定律也變為非線性得積分關系，并依賴于問題所涉及的星系發射光線時膨脹速率的歷史。所以，對紅移-距離關系的觀測也是可以用來確定宇宙的膨脹歷史以及確定物質和能量的含量。
另一方面，因為與星系相關的本動速度可能又疊加了宇宙中其他某種被束縛天體的質量，從而星系之間和星系團之間的引力相互作用會導致哈勃圖中出現明顯的散點。這種效應便會導致以下的這些種種現象，如附近的某種星系在與我們向共同重心墜落時，是表現出藍移的；以及星團的紅移圖由于本動速度在一個大致的球形分布中發生了散布而顯示出了一種被稱為“神之手”的效應。這些個附加的部分使宇宙學家有機會測量獨立于質光比（一個星系的質量與它的亮度之比，以太陽質量計）的天體的質量，因而對河外星系紅移的觀測也是測量暗物質的一個重要工具。
紅移巡天
隨著自動化望遠鏡的出現和分光光度計的改進，許多合作項目開始嘗試通過紅移來繪制宇宙的地圖。結合紅移和角度位置的數據，目前紅移巡天已經可以繪制出宇宙中一定范圍內的物質的三維分布。例如長城（The Great Wall，又譯作“巨墻”），作為一個由超過5億光年寬的星系組成的巨大超級星系團，是如今紅移巡天可以探測到的有關大尺度結構的一個驚人例子。所有這些觀測結果都可以被用來研究宇宙大尺度結構的性質。
第一個紅移巡天項目是CfA紅移巡天，開始于1977年，最初的數據收集已于1982年完成。之后的2度視場星系紅移巡天（2dFGRS），其數據收集于2002年完成，最終數據集于2003年6月30日發布。測量了超過22萬個星系的紅移，確定了宇宙一部分的大尺度結構；截至2022年仍在運行的斯隆數字巡天（SDSS），其旨在測量大約300萬個天體的紅移。作為試點計劃深度1紅移巡天（DEEP1）的后續，深度2紅移巡天（DEEP2）使用凱克望遠鏡和"DEIMOS "分光光度計，旨在測量紅移0.7以上的暗星系，因此它可以為SDSS以及2dFGRS提供高紅移的補充。
高紅移天體
基于以上的多種紅移觀測手段，已能夠觀測到眾多的高紅移天體，而已知的高紅移的都是來自于星系和能產生伽馬射線暴的天體。目前確認的最高星系光譜紅移是GN-z11，其紅移為，相當于大爆炸后4億年。先前的紀錄由UDFy-38135539保持，其紅移為，相當于大爆炸后6億年。相對不太可靠的是萊曼斷裂紅移，其中最高的是透鏡星系A1689-zD1，其紅移為，第二高的是。目前已觀測到的具有光譜紅移量的最遠伽馬射線暴是GRB 970508 090423，其紅移為。已知最遙遠的類星體是ULAS J1342+0928，其紅移為。已知最高紅移的射電星系為TGSS1530，其紅移為。而最高紅移的分子物質是來自于類星體SDSS J1148+5251中的一氧化碳分子，其紅移為。
目前觀測到的最高紅移為宇宙微波背景的紅移（），相當于大爆炸后約379,000年和超過460億光年的實際距離。不過目前尚未觀察到來自最古老的第三族恒星的第一道光，在原子首次形成和CMB幾乎完全停止吸收后不久，其紅移范圍可能在。不過在2015年6月，天文學家在紅移為的“宇宙學紅移7號”星系（Cosmos Redshift 7 galaxy）中報告了第三代恒星可能存在的證據。這樣的恒星大概率存在于宇宙早期（即在高紅移處），并且可能已經開始產生比氫更重的化學元素。其他由物理學預測但目前無法觀測到的高紅移事件，包括大爆炸后約兩秒的宇宙中微子背景（可能具有紅移超過）以及由于暴脹而直接發出引力波的宇宙引力波背景，其紅移可能超過。
紅化現象
在不少觀測中輻射傳遞或物理光學這些物理過程中的相互作用和現象也可能會導致電磁輻射的波長和頻率發生偏移，在這些情況下，這種偏移對應于能量轉移到物質或其他光子，而不是通過參考系之間的變換實現的。這種偏移可以來自與相干效應或電磁輻射的散射，無論是來自帶電基本粒子還是微粒間的散射，抑或是來自介絕緣介質中折射率的漲落（例如無線電領域中的無線電嘯叫聲）。雖然這些現象有時被稱為“紅移”和“藍移”，但在天體物理學中，導致輻射場中能量偏移的光-物質相互作用通常被稱為“紅化”（reddening），而不是“紅移”。
在許多情況下，散射會使得輻射變紅，是因為系統總是趨于更大地狀態，從而會導致更多的低能光子比少數地高能光子占有優勢（保持總能量不變）。 除非在盡可能仔細地控制下，散射過程才不會在整個光譜中產生相同的波長相對變化；也就是說，任何計算得出的一般都是波長的函數。此外，隨機介質的散射可以發生在許多角度，而是散射角度的函數，如果發生多次散射，或者散射粒子間有相對運動，那么通常也是會出現譜線的失真。
在星際天文學中，由于散射過程，可見光譜也會顯得更紅，這種現象被稱為星際紅化（interstellar reddening）——類似于瑞利散射導致日出或日落時看到的太陽的大氣變紅，并使天空的其他部分呈現出藍色。這種現象與紅移完全不同，因為在變紅的物體中，譜線并沒有轉移到其他波長，而且由于光子在視線中來回散射，還會存在額外的暗淡和失真現象。
參考資料 >