今天若米知识就给我们广大朋友来聊聊红移测量方法,以下关于观点希望能帮助到您找到想要的答案。
天文小科普：视觉上的多普勒效应——红移和蓝移
优质回答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。
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。
相关知识
多普勒效应 （英语：Doppler effect）是波源和观察者有相对 运动 时，观察者接受到波的 频率 与波源发出的频率并不相同的现象。远方急驶过来的火车鸣笛声变得尖细（即频率变高，波长变短），而离我们而去的火车鸣笛声变得低沉（即频率变低， 波长 变长），就是多普勒效应的现象，同样现象也发生在私家车鸣响与火车的敲钟声。
这一现象最初由 奥地利 物理学家 多普勒 于1842年发现。 荷兰 气象学家 拜斯·巴洛特 在1845年让一队喇叭手站在一辆从 荷兰 乌德勒支 附近疾驶而过的敞篷火车上吹奏，他在站台上测到了 音调 的改变。这是科学史上最有趣的实验之一。
多普勒效应从19世纪下半叶起就被天文学家用来测量恒星的 视向 。现已被广泛用来佐证观测 天体 和 人造卫星 的运动。
BY: Tim Trott
FY: Beakabuse
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知道一个天体的红移值怎么算出它离我们的距离
优质回答红移是一种光相对运动的多普勒效应
根据现有的宇宙理论 红移有四大公式
我不知道你说的那个红移数值是哪一个
他们四个的公式都不一样。就第一个多普勒红移比较简单
剩下的公式我看都看不懂
多普勒红移 伽利略转换 欧几里得度规
相对论的多普勒 洛伦兹变换 闵可夫斯基度规
宇宙论的红移 广义相对论转换 FRW度规
引力红移 广义相对论转换 史瓦西度规
v = H0D
其中v是由红移现象测得的远离速率，一般表示为km/s。H0是哈柏常数，在弗里德曼方程式中对应着数值H（通常称为哈柏参数，是一个取决于时间的值，由时间的观测得来，以下标0来区别。此常数在宇宙中对任意保角时间（conformal time）而言皆是相同的。D是光相对于观测者的惯性座标系穿越星系的适当距离，以百万秒差距（Mpc）作为测量单位。
对于相对邻近的星系，v可从星系的红移z利用红移公式v = zc估计，其中c是光速。对遥远的星系，v可以从红移z利用相对移动的多普勒效应决定。然而，最好的方法来计算远离及其相关时空膨胀率是考虑来自远星系光子的相关保角时间。对于非常遥远的星体，退离可能大于光速。但是这并不违反狭义相对论，因为度量空间的扩张并不与任何有形物体的相关。
V=ZC这个就是多普勒红移公式
用多普勒效应解释河外星系的谱线红移
优质回答多普勒效应的一种形式。最早是在声波中发现的多普勒效应，火车从远处走来,声波的频率变高，火车远离，声波的频率变低。
光波也是一种波,类似于声波，当发光的恒星远离我们的时候，接收到的光线就会波长变长（频率变低），也就是红移，如果恒星接近，那么接收到的光波波长就会变短，红橙黄绿青蓝紫，六种颜色，波长红的最短，紫色的最长。
扩展资料：
注意事项：
多普勒效应公式：设观察者与波源沿同一直线运动，相对于媒介的分别为v和u，波的传播为V，波源发出的频率为f，而观察者接收到的频率等于f*(1+v/V)/(1-u/V)。
波在波源移向观察者接近时接收频率变高，而在波源远离观察者时接收频率变低。因此通过观察波频率的变化可以测得目标的移动。
参考资料来源：百度百科-多普勒效应
参考资料来源：百度百科-谱线红移
宇宙学红移的测量、特性和解释
优质回答红移可以经由单一光源的光谱进行测量(参考上面理想化的光谱例证图)。如果在光谱中有一些特征，可以是吸收线、发射线、或是其他在光密度上的变化，那么原则上红移就可以测量。这需要一个有相似特征的光谱来做比较，例如，原子中的氢，当他发出光线时，有明确的特征谱线，一系列的特色谱线都有一定间隔的。如果有这种特性的谱线型态但在不同的波长上被比对出来，那么这个物体的红移就能测量了。因此,测量一个物体的红移,只需要频率或是波长的范围。只观察到一些孤立的特征,或是没有特征的光谱,或是白噪音(一种相当无序杂乱的波)，是无法计算红移的。
红移(和蓝移)可能会在天体被观测的和辐射的波长(或频率)而带有不同的变化特征，天文学习惯使用无因次的数量z来表示。如果λ代表波长，f代表频率(注意：λf = c，此处的c是光速)，那么z可以由下面的公式来定义：
红移的测量, z以波长为基础以频率为基础
在z被测量后，红移和蓝移的差别只是间单的正负号的区别。依据下一章节的机制，无论被观察到的是红移或蓝移，都有一些基本的说明。例如，都卜勒效应的蓝移(z < 0)会联想到物体朝向观测者接近并且能量增加，反过来说都卜勒红移(z > 0)，就会联想到物体远离观测者而去并且能量减少。同样的，爱因斯坦效应的蓝移可以联想到光线进入强引力场，而爱因斯坦效应的红移是离开引力场。
对于红移测量方法，看完本文，小编觉得你已经对它有了更进一步的认识，也相信你能很好的处理它。如果你还有其他问题未解决，可以看看若米知识的其他内容。
