红移的三种类型

多普勒红移
物体和观察者之间的相对运动可以导致红移，与此相对应的红移称为多普勒红移，是由
图为遥远的星系在可见光波段的光谱
多普勒效应引起的。

通常引力红移都比较小，只有在中子星或者黑洞周围这一效应才会比较大。

对于遥远的星系来说，宇宙学红移是很容易区别的，但是在星系随着空间膨胀远离我们的时候，由于其自身的运动，在宇宙学红移中也会参杂进多普勒红移。

重力红移
根据广义相对论，光从重力场中发射出来时也会发生红移的现象。

这种红移称为重力红移。

一般说来，为了从其他红移中区别引力红移，你可以将这个天体的大小与这个天体质量相同的黑洞的大小进行比较。

类似星云和星系这样的天体，它们的半径是相同质量黑洞半径的千亿倍，因此其红移的量级也大约是静止频率的千亿分之一。

对于普通的恒星而言，它们的半径是同质量黑洞半径的十万倍左右，这已经接近目前光谱观测分辨率的极限了。

中子星和白矮星的半径大约是同质量黑洞半径的10和3000倍，其引力红移的量级可以达到静止波长的1/10和1/1000。

宇宙学红移
20世纪初，美国天文学家埃德温·哈勃发现，观测到的绝大多数星系的光谱线存在红移现象。

这是由于宇宙空间在膨胀，使天体发出的光波被拉长，谱线因此“变红”，这称为宇宙学红移，并由此得到哈勃定律。

20世纪60年代发现了一类具有极高红移值的天体——类星体，成为近代天文学中非常活跃的研究领域。

宇宙学红移在100个百万秒差距的尺度上是非常明显的。

但是对于比较近的星系，由于星系本身在星系团中的运动所造成的多普勒红移和宇宙学红移的量级差不多，你必须仔细的区别开这两者。

通常星系在星系团中的速度为3000km/s，这大约与在5个百万秒差距处的星系的退行速度相当。

红移公式为 e^z=v/c（z+1）+1
其中：e 为自然对数底数
z 为红移
c 为光速
v 为宇宙间的星体退行速度。