实验十五 河外星系红移的测定
河外天体光谱线红移理论解释
河外天体光谱线红移理论解释内容提要本文根据二体问题的物理解，对河外天体光谱线红移现象进行理论解释红移是指天体光谱中某一谱线相对于实验室光源的光谱中同一谱线向红端的位移。
红移常用Z 表示，定义为：0Z λλλ-=λλ∆= (1) 式中λ是天体的某一谱线的波长；λ0是实验室光源的同一谱线的波长。
如果 λ＞λ0 ，波长 增加 ，0Z ，红移；反之 ，λ＜λ0 时，波长减小，0Z ，紫移（或蓝移）。
红移通常被解释为Doppler （ 多普勒）效应，即当光源远离观测者退行时，光源的光谱线将向红端移动。
由此，可以从红移定出 光源（天体）的退行速度。
大多数情况下，这种解释是正确的。
星系的光谱都有红移。
根据这个观测结果，正统理论认为宇宙整体在膨胀。
类星体被发现后 ，如何解释它的巨大红移，曾引起一场大论战，至今未完全解决。
还有其他一些因素可以引起红移，如引力红移。
天文上还有一些红移现象尚无完满的解释按照多普勒效应， 有v Z cλλ∆== (2) (2)式中v 等于光源相对观测者的运动速度，c 等于真空中的光速。
正统理论关于宇宙整体膨胀、天体退行的观点是令人怀疑的，这个理论在解释河外天体，特别是类星体光谱线红移遇到巨大的困难。
二体问题与时间有关的解对于哈勃定律的理论解释可以解决河外天体光谱线红移问题。
根据《哈勃定律的理论基础》文章中(3)式0exp R HR HR Ht == (3)将v R = 代入(2)式，得出 0exp()HR Z Ht c= (4) (4)式中0R 等于光源发出光线的时刻的距离，R 等于光线到达地球时刻光源距离。
时间0R t c=，1811.7810H s --=⨯。
设0HR x c=，(4)式等于 x Z xe = (5)(5)式是一个超越方程，不能将x 表示为Z 解析形式。
在1.20x 区间，曲线Z 没有极值点，也没拐点，Z 随x 增加而上升，曲线是凹的。
Z -x 对应数值如表1银河系直径大约等于10万光年，按照表1，银河系内的天体光谱线红移量5210Z -⨯ 。
星系的红移与蓝移
星系的红移与蓝移
在天文学领域中，红移和蓝移是两个重要概念，它们是观测星系中天体运动和距离的重要指标。
本文将介绍红移和蓝移的概念、计算方法以及它们在星系研究中的重要意义。
一、红移的概念及计算方法
红移是指星系中天体向红色端移动的现象，这是由于宇宙膨胀导致天体远离地球的结果。
当天体远离地球时，它们所发出的光波长会变长，光谱会向红色端移动，因此称之为红移。
红移的计算方法可以通过光谱学来实现，天体的光谱中会出现红移峰，通过测量红移峰的偏移量可以计算出天体的红移值。
二、蓝移的概念及计算方法
蓝移是指星系中天体向蓝色端移动的现象，这是由于天体朝向地球运动的结果。
当天体朝向地球时，它们所发出的光波长会变短，光谱会向蓝色端移动，因此称之为蓝移。
蓝移的计算方法与红移类似，也可以通过光谱学来实现，测量蓝移峰的偏移量可以计算出天体的蓝移值。
三、红移与蓝移在星系研究中的重要意义
红移和蓝移在星系研究中扮演着重要的角色。
首先，通过红移和蓝移可以推断天体的速度和运动方向，揭示星系中的动态特征。
其次，红移和蓝移还可以用来测量天体的距离，帮助科学家确定宇宙的尺度
和演化历史。
此外，红移和蓝移还可以用来研究星系的形成与演化过程，揭示宇宙的起源和命运。
总结
在星系研究中，红移和蓝移是两个不可或缺的重要指标，它们揭示了星系中天体的运动规律、距离尺度和演化历史。
通过对红移和蓝移的深入研究，科学家能更好地理解宇宙的奥秘，推动天文学的发展。
希望本文的介绍能够帮助读者更好地理解红移和蓝移的概念及意义，进一步拓展对星系的认识和探索。
星系红移测量与宇宙学距离标定
星系红移测量与宇宙学距离标定引言：宇宙学距离标定是天文学中的一个重要研究领域，它涉及到测量宇宙中不同天体之间的距离，以及通过这些距离的测量来了解宇宙的结构和演化。
其中，星系红移测量是一种常用的手段，本文将对星系红移测量与宇宙学距离标定进行详细阐述。
一、星系红移测量的基本原理星系红移是指由于宇宙膨胀导致星系的光谱线发生移动，使得光谱线的波长变长。
根据多普勒效应的原理，当光源与观测者相对运动时，光的波长会发生变化。
在宇宙学中，星系的红移可以用来测量星系的速度和距离。
二、星系红移的测量方法目前，常用的星系红移测量方法主要有光谱红移法和视向红移法。
光谱红移法是通过测量星系光谱线的波长变化来确定红移值。
这种方法需要对星系的光谱进行精确测量，通常使用高分辨率的光谱仪来获取星系的光谱。
视向红移法则是通过测量星系的表面亮度分布和颜色来推断其红移值。
这种方法不需要进行光谱测量，适用于遥远星系的红移测量。
三、星系红移与宇宙学距离的关系星系红移与宇宙学距离之间存在着密切的关系。
根据哈勃定律，星系的红移与其距离成正比。
因此，通过测量星系的红移值，可以推断出星系的距离。
宇宙学距离标定的基本原理就是利用星系红移与距离之间的关系来测量宇宙中不同天体的距离。
四、宇宙学距离标定的应用宇宙学距离标定在天文学中有着广泛的应用。
首先，它可以用来确定星系的距离，从而帮助研究者了解宇宙的结构和演化。
其次，它可以用来研究宇宙的膨胀速率和加速度，从而揭示宇宙的演化规律。
此外，宇宙学距离标定还可以用来研究暗能量和暗物质等宇宙学问题。
五、星系红移测量的挑战和发展尽管星系红移测量在宇宙学中有着重要的应用，但它也面临着一些挑战。
首先，测量星系红移需要高精度的光谱测量，这对观测设备和技术都提出了较高的要求。
其次，星系红移测量还受到星系内部的动力学效应的影响，例如星系的自转和运动等。
未来，随着观测技术的不断发展和改进，星系红移测量的精度将会不断提高，为宇宙学距离标定提供更为准确的数据。
大规模星系红移测量的分析方法研究
大规模星系红移测量的分析方法研究引言：大规模星系红移测量是天文学领域中的一个重要研究课题，它不仅可以为我们理解宇宙演化提供关键线索，而且对测量星系的距离、质量等参数具有重要意义。
本文将探讨大规模星系红移测量的分析方法，并对其在宇宙学研究中的应用进行一定的探讨。
一、星系红移和宇宙膨胀星系红移是宇宙学研究中的一个基本概念，它是指由于观测者和星系之间的相对速度引起的频率偏移现象。
根据宇宙膨胀理论，星系的红移与其距离之间存在一定的关系。
通过测量星系的红移，我们可以推算出它们的距离，并进一步研究宇宙的膨胀速度和结构。
二、光谱红移法光谱红移法是目前最常用的大规模星系红移测量方法。
该方法利用天体的光谱特征来确定其红移。
通过观测天体的光谱线的位置变化，可以计算出它们的红移值。
然而，由于星系中气体与尘埃的相互作用等因素，光谱红移法在一些极远的星系中存在较大误差。
三、视向速度红移法视向速度红移法是另一种常用的星系红移测量方法。
该方法通过测量星系在视线上的运动速度来确定其红移。
利用多普勒效应可以将星系的速度与红移进行对应。
视向速度红移法相比光谱红移法更为直接，能够在一定程度上避免光谱扩展等问题。
然而，视向速度红移法在快速运动的星系中，由于多普勒效应较大，也容易引入较大的误差。
四、红移差波动分析法红移差波动分析法是一种相对较新的星系红移测量方法。
该方法利用星系的红移差波动特征来确定其红移值。
通过对星系中恒星的相对速度进行数值模拟和波动分析，可以得到星系红移的近似值。
红移差波动分析法能够较好地解决光谱红移法和视向速度红移法中的一些问题，因此在大规模星系红移测量中具有广阔的应用前景。
五、应用前景和挑战大规模星系红移测量在宇宙学研究中具有重要的应用前景。
通过测量星系的红移，我们可以了解宇宙的扩展速度、结构和演化历史。
这对于研究宇宙学常数、暗能量等重要问题具有重要意义。
同时，大规模星系红移测量也为宇宙学前沿研究提供了基础数据。
星系之间距离测量的新方法研究
星系之间距离测量的新方法研究引言星系是宇宙中最基本的组成单位，对于了解宇宙的演化过程以及宇宙学的基本参数具有重要意义。
而测量星系之间的距离，则是研究宇宙结构和演化的关键。
在过去的几十年里，科学家们已经发展出了一系列星系距离测量方法，但是这些方法仍然存在一些限制和不确定性。
为了克服这些问题，科学家们不断推陈出新，开展着新的研究。
一、红移-光度关系法红移-光度关系法是一种广泛应用于星系距离测量的方法。
它是基于观测到的星系的红移和亮度之间的关系来推断它们的距离。
这种方法的主要思想是，根据宇宙膨胀的原理，星系的红移与其距离成正比。
虽然这种方法在测量较远的星系时非常有效，但是它受到了星系内部差异和尘埃衰减等因素的限制。
二、巨星光度方法巨星光度方法是利用大质量恒星的光度和其距离之间的关系进行距离测量的一种方法。
通过观测到的巨星的亮度，科学家们可以推断出它们相对于地球的距离。
然而，这种方法也存在一些问题。
首先，在恒星的演化过程中，其光度会发生变化，因此需要考虑到巨星演化的因素。
其次，巨星光度方法通常只适用于距离相对较近的星系。
三、引力透镜效应法引力透镜效应法是一种基于引力透镜效应的星系距离测量方法。
根据广义相对论的预言，星系的引力会扭曲光线的路径，形成透镜效应。
科学家们可以通过观测到的光线偏移程度来推断星系的距离。
这种方法在测量远离地球较远的星系距离时非常有效，但是需要复杂的观测设备和技术，还存在一些系统误差。
四、基于恒星演化的方法基于恒星演化的方法是利用恒星在不同演化阶段的特征来测量星系距离的方法。
通过观测恒星的光谱和亮度变化，科学家们可以判断出它们所处的演化阶段，从而推断其距离。
这种方法不仅仅适用于距离较近的星系，还可以用于距离较远的星系。
然而，该方法要求对恒星的演化过程有深入的了解，还需要大量的观测数据。
结论随着科学技术的不断发展，星系之间距离测量的方法也在不断进步。
从红移-光度关系法到引力透镜效应法，科学家们正努力寻找更精确、更可靠的方法来测量宇宙中星系之间的距离。
红移及蓝移的原因
红移及蓝移的原因古⽼的天⽂学是从不同天区的视亮度来估算遥远天体与我们的距离的，现在认识到它是⾮科学的。
从1917年发现河外星系的谱线有系统的向红端移动以来，光谱分析⼀直是推算遥远天体与我们的距离的基本⽅法。
天⽂学家认为：红移值[ Z =(λ-λ0 )/λ0 ] 随星体的距离增⼤⽽增⼤，星体的红移与距离存在着线性关系（△λ/λ∝R ），红移变成了星体距离的指⽰器。
1929年哈勃定理（ V = H R ）问世以来，红移被写成距离与哈勃常数的函数（ Z = H R / C ）。
（哈勃常数 H 已经多次更改，常数本⾝就不成⽴。
）此定理认为：红移量越⼤的星体背离地球的视向退⾏速度V 值越⼤，且与我们的距离 R 也越远。
哈勃定理是很难验证的主观推理，但，它却成了宇宙学的神圣⽀柱。
1938年艾夫思和史迪威在实验室证实运动光源存在多普勒频移：Z = [(C + V)／(C – V)]1/2－1 ，⼤爆炸论或宇宙膨胀学说便把红移解释为宇宙膨胀的代名词。
<o:p></o:p>从1963年以来，发现类星体的红移量都很⼤（有的超过3）。
按照哈勃定理，类星体距离我们达百亿光年甚⾄更远，它们辐射的能量相当于⼏百个或上千个⼤型星系，它们退离我们的速度接近或超过光速。
这些状态都是难于解释的，也是难于另⼈置信的。
⼈们开始对哈勃定理及红移理论提出怀疑。
1972年哈尔顿．C ．阿普找到了两个星系与我们的距离相同，但红移却相差较⼤的证据。
他公布了1971年的⼀组照⽚，可以从照⽚看到：星系NGC4319和类星体马卡良—205之间有⼀道明亮的物质“桥”联系着，但，它们的红移不同。
阿普认为：类星体的红移和它的速度、距离毫⽆关系，哈勃定理不成⽴。
红移理论及宇宙膨胀学说受到了有⼒的挑战。
那么，遥远星体及类星体光谱红移的原因怎么解释呢？这需要从光的电磁波本质及传播光的空间介质的电磁场量级及介质的运动去分析论证。
基本原因有三：1、介质电磁场的调制作⽤—介质耗能波长延长⼩宇宙、超星系、星系、星体等结构系统都有各⾃的电磁场层次，且是逐级包含的关系。
宇宙红移的测量与分析方法
宇宙红移的测量与分析方法宇宙红移是天文学中的一个重要概念，它是描述远离我们的星系或其他宇宙物体的速度的一种现象。
宇宙红移的测量与分析方法是研究宇宙演化和结构形成的关键工具。
本文将介绍几种常用的宇宙红移测量与分析方法。
一、多普勒效应法多普勒效应法是最早被用于测量宇宙红移的方法之一。
它基于多普勒效应的原理，即当光源相对于观测者远离时，光的波长会变长，即发生红移。
通过测量光的波长变化，可以计算出光源相对于我们的速度。
在天文学中，多普勒效应法被广泛应用于测量星系的红移。
观测者使用光谱仪来测量星系中的光线，然后比较测量到的光谱与实验室中的光谱，从而确定星系的红移。
这种方法的优点是测量精度高，但需要使用昂贵的设备和复杂的数据分析技术。
二、标准烛光法标准烛光法是另一种常用的宇宙红移测量方法。
它基于观测到的天体的亮度与其真实亮度之间的关系。
根据宇宙学原理，远离我们越远的天体应该更暗，因为光线在传播过程中会逐渐衰减。
通过测量天体的亮度，可以推断出其距离，并进一步计算出红移。
标准烛光法的一个重要应用是测量超新星的红移。
超新星是恒星爆炸后产生的极亮天体，其亮度与红移之间存在一定的关系。
通过观测超新星的亮度，可以计算出其距离和红移，从而推断出宇宙的扩张速度。
三、宇宙微波背景辐射法宇宙微波背景辐射法是一种间接测量宇宙红移的方法。
宇宙微波背景辐射是宇宙大爆炸后剩余的辐射，它在宇宙中无处不在，具有均匀的分布。
根据宇宙学原理，宇宙的扩张会导致宇宙微波背景辐射的红移。
通过测量宇宙微波背景辐射的频谱和温度分布，可以推断出宇宙红移的信息。
这种方法的优点是不受天气和星系的干扰，可以提供较为准确的宇宙红移测量结果。
四、巡天观测法巡天观测法是一种基于大规模天文观测数据的宇宙红移测量方法。
随着现代天文观测技术的发展，我们可以通过巡天项目收集大量天体的光谱数据。
通过分析这些数据，可以测量出天体的红移，并进一步研究宇宙的演化和结构形成。
巡天观测法的一个重要应用是测量星系团的红移。
河外星系中恒星形成率的观测测量
河外星系中恒星形成率的观测测量恒星形成是宇宙中一个非常基本也非常重要的过程。
恒星形成率的观测测量能够帮助我们更好地理解宇宙的演化和星系的形成。
恒星形成率表示的是单位时间内一个星系中恒星的形成数量。
为了测量恒星形成率，天文学家使用了多种观测手段和方法。
首先，天文学家通常使用红外线观测来测量恒星形成率。
这是因为恒星形成过程中会释放出大量的红外辐射。
红外观测能够看到那些被尘埃或气体遮挡的恒星形成区域。
一些观测任务，例如WISE和Herschel卫星，专门用于红外恒星形成率的测量。
通过对这些红外观测的分析，天文学家可以估计一个星系中正在产生的恒星的数量。
其次，无线电波观测也是测量恒星形成率的一种重要手段。
射电波段能够穿透尘埃云层，观测到恒星形成的活动。
这是因为恒星形成过程中会产生强烈的射电辐射。
射电望远镜如ALMA和VLA被广泛应用于恒星形成率的测量。
通过观测射电波的强度和频谱分布，天文学家可以对恒星形成率进行更准确的估计。
除了红外和无线电观测，紫外观测也提供了对恒星形成率的重要线索。
紫外波段对年轻星体的辐射有很高的灵敏度，这使得它成为恒星形成研究的重要工具。
一些天文卫星，如GALEX，能够观测到紫外辐射，从而帮助天文学家确定一个星系中年轻恒星的数量，进而估计恒星形成率。
此外，X射线观测在恒星形成率的测量中也起到了重要的作用。
虽然X射线辐射主要来自于恒星的活动过程，但年轻恒星的X射线辐射可以直接与恒星形成活动联系起来。
因此，通过观测星系中的X射线辐射，天文学家能够得到关于恒星形成率的重要信息。
综上所述，恒星形成率的观测测量借助了红外、无线电、紫外和X射线等多种观测手段。
这些观测数据能够帮助天文学家精确地估计星系中恒星的形成数量，从而揭示宇宙的演化和星系的形成过程。
不断改进观测技术和仪器，天文学家能够获得更准确和全面的恒星形成率测量结果，为我们更深入地理解宇宙的奥秘提供重要支持。
总的来说，恒星形成率的观测测量是天文学研究中的一个重要方向。
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实验十五 河外星系红移的测定
一、实验目的
星系的谱线红移是现代宇宙学的基本观测事实，通过本实习对星系的谱线红移有直观的了解
二、实验原理
哈勃通过对大量河外星系的视向速度与距离关系的研究，得出哈勃定律，即距离越远的星系，其退行速度越大。
哈勃定理 v （r ）=H 0 D (式中D 为星系的距离； H 0为哈勃常数 H 0=50~100 km /s Mpc) 红移量 z =Δλ/λ0 (Δλ=λ－λ0；式中λ为天体谱线波长, λ0为实验室静止波长值) 天体的视向速度： v （r ）= ±cz (当 z << 1 时 ) (c 为光速) (1) 当天体的红移量接近1或大于1时要考虑相对论效应，
v(r) = c z z 1
)1(1)1(22++-+ (当 z ≈1 或z >1时 ) (2) 三. 实习步骤：
1． 图sh15.1按红移由小到大的次序给出了五个星系的光谱。
这些星系分别属于五个星系团的成员，它们是室女、大熊、北冕、牧夫、长蛇星系团。
光谱片上有三条光谱，中间的是星系光谱，星系光谱的上下是实验室拍得的比较光谱。
在比较光谱的谱线中最右边的谱线波长为λ=386.5nm ，中间一条强的谱线波长为λ
=447.1nm ，最左边的谱线波长为λ=501.5nm 。
垂直箭头指示的为Ca Ⅱ的H 、K 线位置（K ：393.68nm(右)、H ：396.849nm （左））水平箭头符号的长度表示了星系谱线的位移大小。
2. 利用计算机绘图软件将图放大，用内插法求出每个星系的谱线位移量Δx （用K 线和H 线分别求，然后取平均值）。
首先利用实验室光源的两条谱线波长和距离求出光谱的线色散：(λ0-λ)/Δx ,然后分别用计算机测出星系团的H 线或K 线与离它最远的那条实验室光源波长λ0 =501.5nm 的距离：Δx 1(H 线λ=396.8nm ）与Δx 2 (K 线λ=393.37nm)。
将测量值乘以线色散即可求出Δλ值。
3. 求出每个星系的红移量Z =0
0λλλ-=0λλ∆ 4. 求出每个星系团的红移速度v (r ) (km/s)，考虑z << 1 和z ≈1 或z >1两种情况。
5. 求出每个星系的距离(以Mpc 为单位)，并用求出的星系距离与图中所标距离进行比较, 估计误差的大小和产生原因。
图sh 15.1 五个星系的光谱图, 谱线有明显的红移。