宇宙测量中的红移是干嘛用的？

 

一、背景

看宇宙类的纪录片时，总会听到一个词“红移”。一个直观的表达是，红移达到了14nm，可见xx星团正在飞速离开我们... ...所以，红移到底是什么，为什么数值越大，远离的速度越大？

二、红移及相关关系

什么是红移？

• 光波在传播时，如果光源远离我们，波长会被拉长，往光谱红端偏移，这就是 红移（redshift）；
• 定义公式是：

  

  其中：

                    λ观测​：目标光的波长

                    λ本征​：光源静止时发出的波长，可以理解为标准波长

                    z：红移量（其实，是偏移量，但天文文献习惯这么说，因为我们需要探测的绝大部分天体都是在远离我们）

为什么红移和速度有关？

• 对于速度远小于光速的情况（多普勒效应在光学上的低速近似推导结果），红移和退行速度满足多普勒效应关系（c是光速）：

  

宇宙膨胀，为什么会红移？

• 光在膨胀的宇宙中传播时，空间拉伸了光的波长 → 波长变长 → 出现红移；

• 哈勃定律（另一个角度继续说明，距离越远 （红移越大）→ 退行速度越快）：

  

          其中：

                  v：星系的退行速度

                  d：距离

                  H0​：哈勃常数

三、波长的相关了解

本征波长是怎么测量出来的？

• “本征波长”是原子或分子在实验室里静止时发出的特定光谱线波长，就是某个原子/分子的在光谱库中的波长标准值；
• 如氢原子的巴耳末系、氧原子的发射线，它们的波长在实验室里已经被高精度测量出来。在地球实验室里：

           1、让原子或分子跃迁（比如点燃氢气放电管、氦灯、钠灯），它们会发出特征的光谱线;

           2、用光谱仪测量这些光谱线的位置;

           3、这些光谱位置是原子物理的基本常数，全世界实验室得到的数据都一样。

天文观测的具体例子

• 当我们观测一个星系的光谱时，可以看到这些相同的谱线，但它们位置发生偏移，代入如下公式，就可以计算偏移值。与红移相对应的，有一个蓝移，也就是在向我们靠近。因此根据如下公式，可以有一个结论，z为正，代表远离，红移，z为负，代表靠近，蓝移：

  ​

• 例如：

  • Hα 本征 λ₀ = 656.28 nm

  • 在某个星系观测到Hα的 λ = 700 nm

  • 那么：

    

   z为正，表明该星系有红移，正在远离我们。

 

所以，测试红移的核心原理，就是，我们在观测一个星系或者星团或者天体等等，我们观测的波长，在这个公式中的体现，其实是，某个元素的原子/分子的波长，然后拿来和实验室这个原子/分子的本征波长进行比较，代入公式，得到偏移值z，进而推算它是在靠近还是远离，以及靠近或者远离的速度。

 

这时候就有一个疑问，【疑问1】你怎么知道要观测的是哪个元素？其实，可以假定 ，一开始也不知道是要观测哪个元素，但是大概是可以判断到的，因为恒星的主要组成，是氢和氦，星系里通常 也有氧、氮、碳等，所以基于此，可以在观测到的天体的光谱中（天文学家用“光谱仪”分解来自恒星或星系的光，把它拆开，画成一条“光谱”），优先去找比较靠近这些元素本征波长的光谱线。

这时候又来了一个疑问，【疑问2】那一个光谱线，它恰巧在两个元素的本征波长之间，怎么确定是那个元素呢？这不就影响计算红移还是蓝移了么？其实，每种元素在光谱里不是只有一条线，而是一组“指纹”。比如氢的巴耳末系：656 nm（Hα）、486 nm（Hβ）、434 nm（Hγ）、410 nm（Hδ）。他们之间大概的距离，是固定的。我们在观测到的光谱中，会有很多光谱数据，我为什么挑选 721 nm、533 nm、474 nm？是因为它们之间的相对比例和间距，和氢的本征谱线（656, 486, 434）吻合，因而推断它们是一组。一组光谱，偏移的方向，一定是一样的，是整体平移。都红移，或者，都蓝移。验证的方式，就是代入偏移的公式，如果确实是一组，计算出来的z是非常接近的。比如，如下例子：

【例子】

1、假设你观测到：

• 721 nm

• 533 nm

• 474 nm

2、对比氢的巴耳末系 λ₀：

• Hα = 656.28 nm

• Hβ = 486.13 nm

• Hγ = 434.05 nm

3、计算红移：

      

 继续引申一个点，巴耳末系是什么？比如氢的巴耳末系。解释如下：

• 氢原子只有一个电子；

• 电子只能在某些固定的能级轨道上运行；

• 当电子从高能级“掉”到低能级时，就会释放出一个光子；

• 光子的能量对应一个特定的波长。巴耳末系，指的是 电子从更高能级（n ≥ 3）跃迁到 n = 2 能级 时发出的光。

• 常见的几条线：

  • Hα：电子从 n=3 → n=2，波长 656.28 nm（红光，暗红色）

  • Hβ：n=4 → n=2，486.13 nm（蓝绿色）

  • Hγ：n=5 → n=2，434.05 nm（蓝紫色）

  • Hδ：n=6 → n=2，410.17 nm（紫色）

  📌 这些谱线合起来，就是氢的 巴耳末系光谱。天文学家经常用 Hα 来研究恒星形成区、星云、星系的红移。如果看到光谱上有 656、486、434 nm 一整套线 ，基本可以确定是氢的特征。

四、红移的参考值

• 如果 z < 0.01（速度 < 3000 km/s），通常属于近邻天体的“正常运动”。

• 如果 0.01 < z < 0.1，就是银河系外比较典型的退行速度，说明它的远离主要是宇宙膨胀。

• 如果 z > 0.1（速度 > 30,000 km/s），就属于“高速远离”，这种情况在远方星系、类星体中常见。

• 如果 z > 1，说明它来自宇宙早期，光走了上百亿年才到达我们。

所以

👉 “正常”红移：银河系内几乎为 0，近邻星系 z 在 0.001 左右。
👉 “飞速远离”：通常指 z>0.1z > 0.1z>0.1，甚至更高。本文开头写的14，是韦伯望远镜今年5月发现的一个遥远的星系，MoM-z14，红移达到了14nm，它距离我们338亿光年远，正以99.2%的光速远离我们。