为什么我们急切地需要韦伯望远镜升空？ _小知识

“对于那些完全相信彼此的人来说，时候和地址的距离都不会削减他们之间的友情。 ”——罗伯特·索西
哈勃太空千里镜是我们人类今朝最壮大、最昂贵的不雅测设备之一，人们曾经用它做过最神奇、也是最出乎料想的工作是，让哈勃瞄准了一小块看似空无一物的空间，持续不雅察曝光了几周的时候，若是什么都没有发现，这将是史上最大的资本华侈，究竟结果哈勃再其服役时代的每分每秒都如斯的珍贵。
可是我们在暗中、空旷的空间发现了千上万个星系，从而得出结论：在整个可不雅测宇宙中有至少2000亿个星系。为我们供给了一个初步的下限值。那么哈勃的不雅测极限是什么？它为什么看不到无限远的星系？

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【为什么我们急切地需要韦伯望远镜升空？】现实上，在宇宙中有一些星系很是遥远、恍惚，哈勃几乎看不见它们。造当作哈勃视野有限的两个原因有两个：
哈勃“只有”一个直径为2.4米的口径，这意味着它只能收集到这个口径下所能收集到的光子数目。即使曝光跨越23天（这是有史以来在一个区域最长的曝光时候），也只能让哈勃在最远的距离上看到一些很是敞亮的星系。
我们在宇宙中看得越远，任何物体发出的光就会越红。
在某种水平上，第二点其实也是一件功德！

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因为，当涉及到最年青、最热、最亮的恒星时，它们发出的光大部门对人类来说并不是可见光，现实上是紫外线。跟着宇宙的膨胀，跟着星系之间的距离越来越远，宇宙的布局也随之膨胀。
这意味着存在于时空中的光子（从遥远的恒星和星系发射到我们面前的单个光量子）也会发生红移，它们的波长会被宇宙自己的膨胀拉长。

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当我们看到一个敞亮、遥远、红色的星系时，我们可以经由过程不雅察其颜色的相对亮度（蓝色、绿色、红色和近红外光）来估量它的红移，但这只是一个估量。若是我们想知道它真实的红移量，就需要测量一些更确定的性质。
毫无疑问，原子物理学，出格是原子的跃迁，在宇宙的任何处所都是一样的。若是我们能测量来自一个物体的发射光谱（或接收光谱，这取决于星系的类型），并识别出存在的元素，我们就能按照哈勃定律直接计较出：
它的红移量，
它的距离，
以及其初次发出光时的宇宙春秋。

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就原子跃迁而言，任何恒星或星系中最强烈、最轻易看到的发射线都来自氢原子的电子迁越，它们要么以紫外线（莱曼系）、要么是可见光（巴尔末系）或红外线（帕邢系系）进行跃迁。
可是这些发射线以及它们的波长是在这些星系的静止框架入彀算出来的。当宇宙膨胀时，这些波长会发生庞大的红移。最强烈、最轻易识此外跃迁，凡是发生在121.567纳米的莱曼-阿尔法跃迁，在光谱上可以红移的很是远。