宇宙学红移

当你把一个遥远星系的光分解成各种颜色时，你会看到由它的原子造成的那串熟悉的暗线条码——但整个图样向红端、即更长波长的一端偏移了。星系越远，偏移越大。这种把光拉长到更红波长的现象，就是宇宙学红移，也是观测宇宙学里最重要的单一测量。

关键在这里，而且很微妙：宇宙学红移并非星系穿过空间疾驰远去所造成的多普勒效应。实情是，当那束光在宇宙中飞行的途中——常常飞了数十亿年——空间本身膨胀了，这膨胀把光波连同其余一切一起拉伸，使其波长变长。一束发出时是蓝色的波，抵达时成了红色，仅仅因为它穿行过的空间长大了。这个量由一个叫红移的数捕捉，记作 z，其定义使观测波长等于发射波长的 (1 + z) 倍。一个 z = 1 的星系，光的波长翻了一倍，意味着那束光启程时宇宙只有今天的一半大；z = 9 则意味着光离开时宇宙只有当前尺度的十分之一。

宇宙学红移是宇宙学家通用的标尺和钟。通过哈勃定律它给出距离，又因为光是很久以前离开的，它还告诉我们回溯时间，让我们像数树木年轮那样一层层读出宇宙的历史。空间望远镜看到的最深的星系处在 z = 10 之外，它们的光是在宇宙才几亿岁时发出的。诚实的提醒：在小距离上，红移可以很好地近似为一个普通的多普勒速度，这正是教科书常把它说成退行速度的原因，但在宇宙学距离上那幅图景就失效了，正确的说法是被拉伸的空间。