红移现象（开普敦）

简单地说:由于多普勒效应，从离开我们而去的恒星发出的光线的红化。

详细地说:一个天体的光谱向长波（红）端的位移。天体的光或者其它电磁辐射可能由于运动、引力效应等被拉伸而使波长变长。因为红光的波长比蓝光的长，所以这种拉伸对光学波段光谱特征的影响是将它们移向光谱的红端，于是这些过程被称为红移。

多普勒红移、引力红移和宇宙学红移的区别
红移有3种：多普勒红移（由于辐射源在固定的空间中远离我们所造成的）、引力红移（由于光子摆脱引力场向外辐射所造成的）和宇宙学红移（由于宇宙空间自身的膨胀所造成的）。对于不同的研究对象，牵涉到不同的红移，具体的见下表：
天体类型 多普勒红移 引力红移 宇宙学红移
行星 X X
恒星 X
星云 X
中子星 X X
白矮星 X X
近距离星系 X X
远距离星系 X X
黑洞 X X

通常引力红移都比较小，只有在中子星或者黑洞周围这一效应才会比较大。对于遥远的星系来说，宇宙学红移是很容易区别的，但是在星系随着空间膨胀远离我们的时候，由于其自身的运动，在宇宙学红移中也会参杂进多普勒红移。
一般说来，为了从其他红移中区别引力红移，你可以将这个天体的大小与这个天体质量相同的黑洞的大小进行比较。类似星云和星系这样的天体，它们的半径是相同质量黑洞半径的千亿倍，因此其红移的量级也大约是静止频率的千亿分之一。对于普通的恒星而言，它们的半径是同质量黑洞半径的十万倍左右，这已经接近目前光谱观测分辨率的极限了。中子星和白矮星的半径大约是同质量黑洞半径的10和3000倍，其引力红移的量级可以达到静止波长的1/10和1/1000。
宇宙学红移在100个百万秒差距的尺度上是非常明显的。但是对于比较近的星系，由于星系