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title: "红色星系为什么会有几种可能的距离"
description: "红移、年老恒星和尘埃都会让星系发红。跟着光谱断裂穿过五片滤镜，看天文学家怎样逐步分开这些原因。"
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last_modified: "2026-10-28"
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[从星系颜色读到红移分布](https://sandboxphysics.com/zh/stories/galaxy-colors/)

L1 · 星系测光

# 红色星系为什么会有几种可能的距离

Sandbox Physics · 2026-10-28

星系很红，可能是星光在膨胀宇宙里被拉长了，也可能是明亮的蓝色恒星已经死去，还可能有尘埃挡住蓝光。单看一张红色照片，三种解释都说得通。要找距离的线索，得仔细比较相邻几个波段究竟亮了多少。

## 照片把许多波长加在了一起

给同一座星系轮流戴上五片有色玻璃，每片只放过一段波长。相机数出通过的光子，却没有给每个光子留下波长标签。这种选取波长的玻璃叫滤光片。拍完五次，只得到五个亮度数字，原本丰富的星光被压缩了。

把光按波长展开，得到的分布叫光谱。两条细节不同的光谱，经过几片宽滤镜后，可能变成非常接近的五个数字。漂亮的彩色照片因此可以留下模糊的距离；能够认出细窄谱线的光谱通常更有把握，但逐个拍摄暗弱星系的光谱需要很多观测时间。

对应阅读：Doi et al. · Brammer

## 宇宙膨胀会移动光谱上的特征

光在膨胀宇宙里传播，波长会变长。红移描述的就是拉长多少。原本在四千埃附近发出的特征，红移为二分之一时，会出现在六千埃附近。埃是很小的长度单位，一埃等于一百亿分之一米，可见光波长通常有几千埃。

许多星系的光谱在四千埃附近有一处宽阔的亮度变化。恒星大气里密集的吸收线压低了蓝侧的光。当这处变化经过相邻两片滤镜，一片滤镜收到的光便逐渐换到了特征的另一侧，两个波段的亮度比随之改变。认出这种变化的位置，比笼统地说“星系很红”更能帮助测距。

$$
\lambda_{\mathrm{observed}}=(1+z)\lambda_{\mathrm{emitted}}
$$

红移用 z 表示，两种波长采用同一单位。红移为二分之一，所有波长都拉长到原来的一点五倍。

对应阅读：Hogg et al. · Bruzual & Charlot

## 尘埃后的年轻恒星，也可能像年老恒星

质量大的炽热恒星发出很强的蓝光，燃料也烧得快。一群恒星同时形成后，这些恒星先离开，寿命长的恒星逐渐主导星光，整群看起来便更红。恒星组合改变时，吸收特征也会变化；四千埃附近的断裂强弱，还受化学成分影响。

尘埃走的是另一条路。细小颗粒会吸收和散射光，通常对短波光影响更强。年轻星系若藏在足够多的尘埃后面，宽带颜色就可能像一座较老、较清澈的星系。尘埃平滑地改变这一段光谱的倾斜程度，红移则把特征沿波长方向推走。滤镜很宽时，两者的区别容易被抹平。

真实星系的年龄也没有一个简单生日。新恒星可以在老恒星之间不断形成。“所有恒星一次诞生”的模型便于研究光谱随时间怎样演化，拟合年龄指的是这种模型的年龄。它没有把星系里每颗恒星的出生时刻都量出来。

对应阅读：Bruzual & Charlot · Calzetti et al.

## 同一组颜色，有时留下两座概率峰

天文学家会试许多组红移、恒星组合和尘埃含量，逐组预测五片滤镜应有多亮。预测越接近测量，权重就越高；误差棒决定多大的差别仍算接近。把不同恒星与尘埃解释的权重加起来，就得到红移的概率分布。

这条分布有时会鼓起两座分开的山。一座可能对应较近的老恒星族，另一座把不同形状的光谱放到了更远处。只报最高峰，会藏起另一种解释。定标稍微改变，两座峰还可能交换高低，红移读数便突然跳了一大截。

下一片滤镜应该放在哪里？就放在两种解释预测不同的波长。若能拍光谱，认出单条谱线，又能更直接地确定距离。彩色照片变成立体地图，靠的是不断寻找能把剩余解释分开的新观测。

对应阅读：Brammer · SDSS DR17 imaging fluxes and flux calibration

## 亲手观察

### [比较尘埃后的年轻星系与年老恒星族](https://sandboxphysics.com/zh/labs/galaxy-colors-photometric-redshift/)

1. 轮流选“尘埃后的年轻恒星”和“年老的恒星族”，观察不同光谱怎样给出近似的颜色。
2. 回到默认状态，再关闭蓝端探测器。最高峰换位置时，留意原来的那座峰是否仍在。

[下一篇：数光子的探测器怎样测量滤镜流量](https://sandboxphysics.com/zh/stories/galaxy-colors/counting-light-through-filters/)

## 来源与计算范围

1. [Hogg et al., The K correction, astro-ph/0210394v1 (2002)](https://arxiv.org/abs/astro-ph/0210394v1)

   式 (2)—(12)：光谱密度、光子响应、红移因子与 AB K 改正。本课程采用光度距离，波长谱密度按每埃定义。

2. [Doi et al., Photometric Response Functions of the SDSS Imager, arXiv:1002.3701v1 (2010)](https://arxiv.org/abs/1002.3701v1)

   采用表 4 响应曲线的 speclite 分发版本，固定提交 8159ea61f1c8539136660b4c2e87fbbf94a70097。sdss2010 光子透过率已经包含大气质量为一点三的大气，原文件与 BSD 声明一并保留。

3. [Bruzual & Charlot, Stellar population synthesis at the resolution of 2003, astro-ph/0309134v1](https://arxiv.org/abs/astro-ph/0309134v1)

   第 2—3 节说明恒星族模型与光谱随年龄的演化。太阳金属丰度、Salpeter 单次形成模型来自 EzGal 固定文件；课程固定这些假设，不把拟合年龄当成一般星系年龄。

4. [Calzetti et al., The Dust Content and Opacity of Actively Star-forming Galaxies, astro-ph/9911459v1 (2000)](https://arxiv.org/abs/astro-ph/9911459v1)

   第 3.3 节、式 (2)—(5)：适用于零点一二至二点二微米的星暴星系恒星连续谱经验衰减律，RV 为四点零五。恒星连续谱色余与星云气体色余不同。

5. [SDSS DR17 imaging fluxes and flux calibration](https://www.sdss4.org/dr17/algorithms/fluxcal/)

   AB 零点与物理流量小节给出近似 u 偏移、尚不确定的 z 偏移及其误差。教程固定取 specObjID 排序前二十四个干净主样本星系光谱，保留线性 modelFlux 与逆方差。

6. [Brammer, van Dokkum & Coppi, EAZY: A Fast, Public Photometric Redshift Code, arXiv:0807.1533v1 (2008)](https://arxiv.org/abs/0807.1533v1)

   第 2.1—2.5 节依次讨论模板组合、模板误差、先验与输出红移；第 3.3 节及第 4 节，尤其图 8—11，把误差模型和先验接到真实验证。课程的有限恒星族后验是独立教学计算。