宇宙学红移

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简介

指当光穿过一段空间时，空间自身发生的延展。在目前研究的各种天体中，被认为具有宇宙学红移的对象主要是远近各类星系。但事实上，只有对于相当遥远的星系（因而也是相当大型的），才能容易地将宇宙学红移与其它干扰相区分。因为离我们越近的天体自行越大，造成近距离星系的宇宙学红移无法与Doppler红移相区。要辨识引力红移，目前用得最多的方法是将对象天体的尺度与其黑洞半径作比较。星云、星系通常万亿倍大于它们的黑洞半径，所以，它们引力红移的大小约为原辐射频率的万亿分之一（这是目前实验装置根本观测不到的）。普通恒星的半径通常只比它的黑洞半径大十万倍，所以，它表面辐射的引力红移接近于能被观测到的极限，也即十万分之一。至于中子星和白矮星，相应的是1，10和1，1000的原辐射频率。至于宇宙学红移，正如上所说，只有到十亿秒差距（三十亿光年）那么遥远才能清晰地被观察到。对于近距离天体，例如仙女座大星云，它围绕着本星系群的质心做300km，sec的绕行，这个速度与距离五百万秒差距的退行速度相同，而仙女座大星云本身离我们只有80万秒差距。

中文名	宇宙学红移
原始名称	宇宙学红移