天文学家是怎么观测宇宙的红移现象的？

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天文学家是怎么观测宇宙的红移现象的？

天下第一菜鸟俅

靠原子特征光谱，每一种元素的光谱都是不同且固定不变的，如果观察到频率有差异，那就是因为存在相对运动，发生了红移或者蓝移，可以通过频率差异计算出相对速度。
当然，可能会存在某元素的某一条光谱线恰好红移到另一元素的光谱线附近。但不会整个光谱都红移成另一元素的光谱。而且恒星上有很多元素，一般至少有有氢氦两种，可以互相校验。
另外当初研究恒星光谱主要是想分析遥远恒星的元素组成，发现红移是意外。当时的猜测是红移和蓝移各占一半，而现在观测到的几乎都是红移。

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这个问题可复杂了。
首先，红移指的是恒星的光谱朝着长波方向移动。由于人眼可见的光谱范围比较窄，所以说是恒星颜色变红不准确，因为红移到一定程度，恒星的光会变为不可见光，也就无所谓红不红了。
其次，红移分为多普勒红移和宇宙学红移。
多普勒红移的典型例子就是经过你身边的火车声调的变化。光的波长是在这束光从正在远离你的恒星出发的一瞬间决定的，且不会因为传播距离发生变化。
宇宙学红移是宇宙膨胀导致的，光的波长是在这束光传向你的过程中逐渐变长的。距离越远传播时间越长，在传播过程中宇宙膨胀的就越大，波长就被拉得越长。
一般情况下，由于天体距离遥远，且宏观运动速度不会太大，所以红移一般都是宇宙学红移占主导，这也是为什么可观测宇宙的所有天体都是红移的原因。倘若多普勒红移占主导，天体的宏观运动方向应该是朝向不同方向的，那就应该有相当一部分天体是蓝移。
最后，恒星的光谱会具有峰和谷。峰值是恒星类型和元素丰富决定的，谷值是光在传播过程中经过的尘埃云等遮光物质的原子分子决定的。由于尘埃云大概率是氢气团，所以其实谷值大概率是氢谱线经过不同程度宇宙学红移之后的谱线。
以上是必备的基础知识。
观测红移的过程，其实就是天文学家绘制不同恒星光谱的过程。同类型恒星光谱基本上都是相似的，是那种三角学上的相似，既把同类型恒星的光谱的横坐标经过一定比例的转换以后，光谱的峰值都在也差不多的位置上。
该恒星和该类型恒星的标准光谱之间的转换比例，其实就是宇宙膨胀的倍数的倒数。宇宙膨胀的程度，和恒星的红移程正相关关系。如果使用宇宙学公示，还可以根据宇宙膨胀的倍数反推恒星发出写束光时与你的距离，以及估算现在此时此刻与你的距离。