宇宙学红移

红移

的定义是：

式中

为实验室光源的某一特征谱线的波长，

为测量到的天体光谱中同一特征谱线波长。

，表示波长增加，即红移。

，波长减少，即蓝移。在宇宙学问题中，

一般都大于0，因此一般称为红移。

是无量纲的标量，有时也按照多普勒效应把

换算为光源相对于观测者的速度。当

远小于1时，按照多普勒效应，把它乘以光速

即可得到光源同观测者相对的视向速度

。

1914年，美国天文学家V.M.斯里弗（Vesto Melvin Slipher 1875-11-11～1969-11-8）发现，他观测到的15个旋涡星云（现在知道它们都属于银河系所在的本星系群）中11个的光谱都呈现红移。1929年，E.P.哈勃发现了星系的红移量和距离成正比的规律，即哈勃定律

。式中比例系数

称为哈勃常数，2018年公布观测值约为67.6671千米/（秒·百万秒差距），仍有百分之几的误差。利用哈勃定律，可由观测到的红移求出星系的距离，从而得到星系在三维空间的分布，了解宇宙的大尺度结构。更重要的是，若将红移解释为多普勒退行速度效应，则能得出可观测的宇宙作整体膨胀的结论。所以，星系的红移的发现成为20世纪以来影响最为深远的宇宙现象。

表达红移-距离关系的函数图像称为哈勃图。当红移较大时，在该图上红移-距离关系将偏离哈勃定律表示的直线。偏离的情况现在主要用来检验宇宙的几何性质和物质密度参数。20世纪90年代以来，高红移Ⅰa型超新星的哈勃图显示宇宙的几何结构是平坦的，宇宙的状态是加速膨胀的。

多年来，科学家还提出了许多解释红移的假说，如光子老化说、物理常数变化理论等。有人还试图用不均匀宇宙模型、多重爆炸宇宙学等来说明对哈勃定律的偏离，但都过于牵强。只有以广义相对论为基础的宇宙膨胀论不仅可解释哈勃定律，还能说明如宇宙微波背景辐射和奥伯斯佯谬等一系列观测到的现象，因而得到人们公认。