光的多普勒效应红移蓝移什么意思（视觉上的多普勒效应）
光的多普勒效应红移蓝移什么意思（视觉上的多普勒效应）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。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速度。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 波长向红移及以上方向增加(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。
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 波长向红移及以上方向增加(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速度。
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速度。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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