哈勃紅移

哈勃紅移就是光的都卜勒效應。舉例說明，當你用望遠鏡觀察一個高速遠離地球的天體時，它的光譜（說白了就是顏色）就要向紅色方向移動，就是紅移；當觀察一個高速靠近地球的天體時，它的光譜就要向藍色方向移動，就是藍移。在舉一個例子，我們現在看太陽是黃白色的，如果太陽高速遠離我們，我們看到太陽的顏色就會變成橙紅色，這就是紅移了。
紅移——紅 橙 黃 綠 青 藍 紫——藍移
哈勃定律
Hubble'slaw
1929年，E.P.哈勃發現河外星系視向退行速度v與距離d成正比，即
v＝Hd
這個關係稱為哈勃定律，又稱哈勃效應。式中 H 稱為哈勃常數。哈勃定律中，v以千米／秒為單位，d以百萬秒差距為單位，H的單位是千米／（秒·百萬秒差距）。哈勃定律有著廣泛的套用，它是測量遙遠星系距離的唯一有效方法。只要測出星系譜線的紅移，再換算出退行速度，便可由哈勃定律算出該星系的距離。哈勃定律中的速度和距離不是直接可以觀測的量。直接觀測量是紅移和視星等。因此，真正來自觀測、沒有摻進任何假設的是紅移-視星等關係。在此基礎上再加上一些假設，才可得到距離-速度關係。
早在1912年，施里弗(Slipher)就得到了“星雲”的光譜，結果表明許多光譜都具有都卜勒(Doppler)紅移，表明這些“星雲”在朝遠離我們的方向運動。隨後人們知道，這些“星雲”實際上是類似銀河系一樣的星系。
1929年哈勃(Edwin Hubble)對河外星系的視向速度與距離的關係進行了研究。當時只有46個河外星系的視向速度可以利用，而其中僅有24個有推算出的距離，哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關係。現代精確觀測已證實這種線性正比關係
v = H0×d
其中v為退行速度，d為星系距離，H0為比例常數，稱為哈勃常數。這就是著名的哈勃定律。
哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星系來看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠的星系間彼此散開的速度越大。
哈勃紅移就是光的都卜勒效應。舉例說明，當你用望遠鏡觀察一個高速遠離地球的天體時，它的光譜（說白了就是顏色）就要向紅色方向移動，就是紅移；當觀察一個高速靠近地球的天體時，它的光譜就要向藍色方向移動，就是藍移。在舉一個例子，我們現在看太陽是黃白色的，如果太陽高速遠離我們，我們看到太陽的顏色就會變成橙紅色，這就是紅移了。
紅移——紅 橙 黃 綠 青 藍 紫——藍移
哈勃定律
Hubble'slaw
1929年，E.P.哈勃發現河外星系視向退行速度v與距離d成正比，即
v＝Hd
這個關係稱為哈勃定律，又稱哈勃效應。式中 H 稱為哈勃常數。哈勃定律中，v以千米／秒為單位，d以百萬秒差距為單位，H的單位是千米／（秒·百萬秒差距）。哈勃定律有著廣泛的套用，它是測量遙遠星系距離的唯一有效方法。只要測出星系譜線的紅移，再換算出退行速度，便可由哈勃定律算出該星系的距離。哈勃定律中的速度和距離不是直接可以觀測的量。直接觀測量是紅移和視星等。因此，真正來自觀測、沒有摻進任何假設的是紅移-視星等關係。在此基礎上再加上一些假設，才可得到距離-速度關係。
早在1912年，施里弗(Slipher)就得到了“星雲”的光譜，結果表明許多光譜都具有都卜勒(Doppler)紅移，表明這些“星雲”在朝遠離我們的方向運動。隨後人們知道，這些“星雲”實際上是類似銀河系一樣的星系。
1929年哈勃(Edwin Hubble)對河外星系的視向速度與距離的關係進行了研究。當時只有46個河外星系的視向速度可以利用，而其中僅有24個有推算出的距離，哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關係。現代精確觀測已證實這種線性正比關係
v = H0×d
其中v為退行速度，d為星系距離，H0為比例常數，稱為哈勃常數。這就是著名的哈勃定律。
哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星系來看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠的星系間彼此散開的速度越大。
哈勃紅移就是光的都卜勒效應。舉例說明，當你用望遠鏡觀察一個高速遠離地球的天體時，它的光譜（說白了就是顏色）就要向紅色方向移動，就是紅移；當觀察一個高速靠近地球的天體時，它的光譜就要向藍色方向移動，就是藍移。在舉一個例子，我們現在看太陽是黃白色的，如果太陽高速遠離我們，我們看到太陽的顏色就會變成橙紅色，這就是紅移了。
紅移——紅 橙 黃 綠 青 藍 紫——藍移
哈勃定律
Hubble'slaw
1929年，E.P.哈勃發現河外星系視向退行速度v與距離d成正比，即
v＝Hd
這個關係稱為哈勃定律，又稱哈勃效應。式中 H 稱為哈勃常數。哈勃定律中，v以千米／秒為單位，d以百萬秒差距為單位，H的單位是千米／（秒·百萬秒差距）。哈勃定律有著廣泛的套用，它是測量遙遠星系距離的唯一有效方法。只要測出星系譜線的紅移，再換算出退行速度，便可由哈勃定律算出該星系的距離。哈勃定律中的速度和距離不是直接可以觀測的量。直接觀測量是紅移和視星等。因此，真正來自觀測、沒有摻進任何假設的是紅移-視星等關係。在此基礎上再加上一些假設，才可得到距離-速度關係。
早在1912年，施里弗(Slipher)就得到了“星雲”的光譜，結果表明許多光譜都具有都卜勒(Doppler)紅移，表明這些“星雲”在朝遠離我們的方向運動。隨後人們知道，這些“星雲”實際上是類似銀河系一樣的星系。
1929年哈勃(Edwin Hubble)對河外星系的視向速度與距離的關係進行了研究。當時只有46個河外星系的視向速度可以利用，而其中僅有24個有推算出的距離，哈勃得出了視向速度與距離之間大致的線性正比關係。現代精確觀測已證實這種線性正比關係
v = H0×d
其中v為退行速度，d為星系距離，H0為比例常數，稱為哈勃常數。這就是著名的哈勃定律。
哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點的觀測者都會看到完全一樣的膨脹，從任何一個星系來看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠的星系間彼此散開的速度越大。