紅移是指物體向遠離地球的方向移動時，它所發出的光波長隨之增加。藍移與紅移相反，是指物體向靠近地球方向移動引起的波長減小。
紅移和藍移是多普勒效應的可視版本。你也許已經親身體會過多普勒效應的影響，最好的例子，就是當一輛正在鳴警笛的車向你駛來時，警笛的音調要遠高於它經過並離開你的時候。這種音調的升高，則是與頻率的增加相對應的。
多普勒效應也同樣適用於光波。當一個物體向靠近我們的方向移動時，光的波長會向光譜的藍色一端移動；當物體向遠離我們的方向移動時，波長則會向紅色一端移動。這種變化能夠在光譜線上被觀察到。
紅移和藍移的圖示
遙遠星系超星系團光學光譜中的吸收線（右）與太陽光譜中的吸收線（左）相比較 箭頭表示紅移 波長向紅移及以上方向增加(頻率減小）
紅移與藍移的歷史
多普勒效應是以1842年第一次對這個現象作出物理解釋的物理學家，克裏斯蒂安·安德烈亞斯·多普勒的姓氏命名的。隨後，這個假說在1845年被荷蘭科學家克裏斯托弗·巴洛特實驗證實。
多普勒紅移是由法國物理學家阿曼德·斐索在1848年首次提出的。他指出恒星譜線位置的移動與多普勒效應有關，因此，多普勒紅移也被稱為“多普勒-斐索效應”。1868年，英國天文學家威廉·哈金斯就是運用這個理論，首次測出了恒星相對於地球的運動速度。
在1871年，當利用太陽自轉測出在太陽光譜的夫朗和斐譜線有0.1埃的紅光位移時，光學紅移的理論得到了證實。1901年，阿裏斯塔克·別洛波爾斯基在實驗室中利用一組旋轉的鏡子證明了光學紅移。
尋找紅移
來自遙遠物體光源的光譜可以通過光譜學來測量。為了測量出紅移，需要找出光譜中的一些特征，比如吸收線、發射線或其他光強的變化。而發現紅移後，需要一個有相似特征的光譜來進行比較才能夠測量，可以使用宇宙中一個非常常見的元素，氫元素的原子光譜。
在上面的圖中，你可以看到兩個光譜。一個源自光譜已知的太陽光，一個來自遙遠星系的超星系團。當我們比較這兩者時，我們可以看到太陽和遙遠星系的氫線之間存在著相關性，它們之間唯一不同的是，星系光譜中的吸收線都向紅端移動了。這表明紅移現象正在發生，這個星系正在遠離我們（或者我們正在遠離星系）。
紅移和藍移的計算方法
當我們找到一個已知的光譜線時，我們就可以計算出它在光譜中的波長。然後我們就可以通過這個來計算出紅移的值。
從上面的圖表中，我們可以在656.2nm處找到氫α發射線。然後我們就可以基於觀察到的光譜來計算出波長。對於這個例子，觀察到的線在675納米處。這樣，我們就可以用一個簡單的方程式來計算紅移的數值了。
（紅移公式）
代入我們所觀測到的波長數據：
（使用範例）
z是一個無因次量，其正值表示紅移，負值表示藍移。
紅移實例