太陽 光のスペクトル （左）と比べ、遠方の銀河の光のスペクトル（右）は、フラウンホーファー線 がより長波長側（赤い方）にずれている。赤方偏移 （せきほうへんい、英 : redshift ）とは、主に天文学 において、遠方の天体 から到来する電磁波 の波長 が、ドップラー効果 によって長くなる（可視光 で言うと赤くなる）現象をいう。
赤方偏移による波長のずれは、天体の光を分光 し、フラウンホーファー線 を観察することによって調べることができる。波長λのスペクトルがΔλだけずれている場合、赤方偏移の量 z を
z
=
Δ Δ -->
λ λ -->
λ λ -->
{\displaystyle z={\frac {\Delta \lambda }{\lambda }}}
と定義する。
観測可能なほぼ全ての銀河 の光に赤方偏移が見られることから、宇宙が膨張している ことを示す証拠であると考えられている。
遠ざかる音源からの音がドップラー効果 により低くなるのと同様、遠ざかる光源から発せられた光には赤方偏移がおこる。例えば、地球に対して遠ざかるような運動をしている恒星 のスペクトルを測定すると、地球から見た視線方向の後退速度に対応する赤方偏移が観測される。静止系で波長λの光が観測者に向かってvで運動するとき、観測者から見た光の波長λ'は
λ λ -->
′
=
λ λ -->
c
− − -->
v
c
+
v
{\displaystyle \lambda '=\lambda {\sqrt {\frac {c-v}{c+v}}}}
で与えられる。ただしcは光速で、
|
v
|
<
c
{\displaystyle |v|<c}
アメリカ合衆国 の天文学者 エドウィン・ハッブル は、様々な銀河 までの距離とその銀河のスペクトルを調べ、ほとんど全ての銀河のスペクトルに赤方偏移が見られること、赤方偏移の量は遠方の銀河ほど大きいことを発見した（ハッブルの法則 ）。この事象は、銀河を出た光が地球に届くまでの間に空間自体が伸びて波長が引き伸ばされるためであると解釈でき、宇宙が膨張していることを示すと考えられている。2020年現在、観測されている最も z が大きい（すなわち最も遠方にあると考えられる）天体は z = 10.957 の銀河 GN-z11 である[ 1] HD1 は2022年4月時点で、観測可能な宇宙において地球から最も遠い距離に位置している可能性がある既知の天体として知られている。
もう一つの代表的な例として、宇宙背景放射 での現象が挙げられる。現在の宇宙では、絶対温度 約 3K の黒体放射 に相当する放射があらゆる方向からやってきており、宇宙背景放射と呼ばれている。これは、宇宙創成期に宇宙を満たしていた高温状態のプラズマ から発せられた熱放射 が、ビッグバン 後の急激な宇宙 の膨張によって波長が引き伸ばされて極端な赤方偏移を受け、現在観測されるような電磁波 (特に、マイクロ波 )として観測されているものである。これは現在知られている最大の赤方偏移であり、 z = 1089 [ 2] [ 3]
天体の赤方偏移 z とその天体の距離（共動距離 、光度距離 、角径距離 ）の関係[ 4]
Ω Ω -->
m
0
=
0.315
{\displaystyle \Omega _{m0}=0.315}
重力赤方偏移（gravitational redshift）とは、重力場中の光の波長が長くなる現象である[ 5]
一般相対性理論 において、時間の流れがどれくらい変化するかは、計量という式によって表わされる。最も簡単なシュヴァルツシルトの解 では、質量Mの天体から距離rだけ離れた地点における計量は以下の式になる。
Δ Δ -->
τ τ -->
=
1
− − -->
2
G
M
c
2
r
Δ Δ -->
t
{\displaystyle \Delta \tau ={\sqrt {1-{\frac {2GM}{c^{2}r}}}}\Delta t}
ここで、
Δ Δ -->
τ τ -->
{\displaystyle \Delta \tau }
Δ Δ -->
t
{\displaystyle \Delta t}
2
G
M
/
c
2
{\displaystyle 2GM/c^{2}}
シュヴァルツシルト半径 を表しており、距離rがシュヴァルツシルト半径に等しいときは遠方からは時間が全く経過しないように見えることを示している[ 5]
光の波長λ 、振動数ν と光速度c との間には、λν = c の関係がある。光の振動数は単位時間当たりの振動の回数であるから、時間の進み方が遅くなると遠方の観測者からは、振動数は小さく、波長は長く観測される[ 5] [ 6]
これを使って、重力赤方偏移の大きさを計算すると以下のようになる。天体の中心から距離rの地点で波長
λ λ -->
e
m
{\displaystyle \lambda _{\mathrm {em} }}
λ λ -->
r
e
c
{\displaystyle \lambda _{\mathrm {rec} }}
λ λ -->
e
m
=
− − -->
g
t
t
λ λ -->
r
e
c
=
1
− − -->
2
G
M
c
2
r
λ λ -->
r
e
c
{\displaystyle \lambda _{\mathrm {em} }={\sqrt {-g_{tt}}}\lambda _{\mathrm {rec} }={\sqrt {1-{\frac {2GM}{c^{2}r}}}}\lambda _{\mathrm {rec} }}
この
λ λ -->
e
m
{\displaystyle \lambda _{\mathrm {em} }}
z
=
λ λ -->
r
e
c
− − -->
λ λ -->
e
m
λ λ -->
e
m
{\displaystyle z={\frac {\lambda _{\mathrm {rec} }-\lambda _{\mathrm {em} }}{\lambda _{\mathrm {em} }}}}
に代入すると、zの式は
λ λ -->
r
e
c
{\displaystyle \lambda _{\mathrm {rec} }}
z の理論上の値が、観測値
λ λ -->
r
e
c
{\displaystyle \lambda _{\mathrm {rec} }}
1984年 、宇宙科学研究所 （ISAS）のX線観測衛星 てんま が、中性子星 の強い重力による重力赤方偏移を世界で初めて捉えたと報じた。
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