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光也有波的性质，同样会发生多普勒效应。光波与声波的不同之处在于，光波频率的变化使人感觉到是颜色的变化。
光波的多普勒效应又被称为多普勒–斐索效应，这是因为法国物理学家斐索于1848年独立地对来自恒星的波长偏移作出了解释，指出了利用这种效应测量恒星相对速度的办法。
一颗恒星向远离观测者的方向运动时，它的光谱就会向红光方向移动，称为红移，因为运动恒星将它朝身后发射的光拉伸了。如果恒星运动的方向是朝我们而来，光的谱线就向紫光方向移动，称为蓝移。
根据测量多普勒效应引起的红移和蓝移，天文学家就可以计算出恒星的空间运动速度。从19世纪下半叶起，天文学家用此方法来测量恒星的视向速度，即物体或天体在观察者视线方向的运动速度——红移越大，视向速度越快。
让我们再回到斯莱弗的发现，他将星系的光进行分光，发现分离后的光，在一些波长上变亮或变暗。这些波长应该是该星系所含原子释放或吸收的光的波长。但是，这些波长与任何原子都不一致。斯莱弗又把这些波长按照相同的比例向波长小的方向偏离，其波长就能与我们已知的原子放射和吸收的波长相一致。斯莱弗认为，原子的波长被拉长了。通过多普勒效应，就不难明白其中的原因。
1922年，威尔逊山天文台的埃德温·哈勃和米尔顿·哈马逊又进行了更多的类似观测。到了1929年，哈勃主要通过将红移和视亮度进行比较，确立了星系的红移与它们到我们的距离成正比的关系，也就是现在所说的哈勃定律。
红移
一个天体的光谱向长波（红）端的位移叫作红移，根据多普勒效应，这是天体和观测者相对快速运动造成的波长变化。
蓝移
当光源向观测者接近时，接受频率增高，相当于向蓝端偏移，称为蓝移。
每一种元素会产生特定的吸收线，天文学家通过研究光谱图中的吸收线，可以得知某一恒星是由哪几种元素组成的。
将恒星光谱图中吸收线的位置与实验室光源下同一吸收线位置相比较，可以知道该恒星相对地球运动的情况。
