“對于那些完全相信彼此的人來說，時候和地址的距離都不會削減他們之間的友情 。 ”——羅伯特·索西
哈勃太空千里鏡是我們人類今朝最壯大、最昂貴的不雅測設備之一，人們曾經用它做過最神奇、也是最出乎料想的工作是，讓哈勃瞄準了一小塊看似空無一物的空間，持續不雅察曝光了幾周的時候，若是什么都沒有發現，這將是史上最大的資本華侈，究竟結果哈勃再其服役時代的每分每秒都如斯的珍貴 。
可是我們在暗中、空曠的空間發現了千上萬個星系，從而得出結論：在整個可不雅測宇宙中有至少2000億個星系 。 為我們供給了一個初步的下限值 。 那么哈勃的不雅測極限是什么？它為什么看不到無限遠的星系？

【為什么我們急切地需要韋伯望遠鏡升空？】現實上，在宇宙中有一些星系很是遙遠、恍惚，哈勃幾乎看不見它們 。 造當作哈勃視野有限的兩個原因有兩個：
哈勃“只有”一個直徑為2.4米的口徑，這意味著它只能收集到這個口徑下所能收集到的光子數目 。 即使曝光跨越23天（這是有史以來在一個區域最長的曝光時候），也只能讓哈勃在最遠的距離上看到一些很是敞亮的星系 。
我們在宇宙中看得越遠，任何物體發出的光就會越紅 。
在某種水平上，第二點其實也是一件功德！



因為，當涉及到最年青、最熱、最亮的恒星時，它們發出的光大部門對人類來說并不是可見光，現實上是紫外線 。 跟著宇宙的膨脹，跟著星系之間的距離越來越遠，宇宙的布局也隨之膨脹 。
這意味著存在于時空中的光子（從遙遠的恒星和星系發射到我們面前的單個光量子）也會發生紅移，它們的波長會被宇宙自己的膨脹拉長 。



當我們看到一個敞亮、遙遠、紅色的星系時，我們可以經由過程不雅察其顏色的相對亮度（藍色、綠色、紅色和近紅外光）來估量它的紅移，但這只是一個估量 。 若是我們想知道它真實的紅移量，就需要測量一些更確定的性質 。
毫無疑問，原子物理學，出格是原子的躍遷，在宇宙的任何處所都是一樣的 。 若是我們能測量來自一個物體的發射光譜（或接收光譜，這取決于星系的類型），并識別出存在的元素，我們就能按照哈勃定律直接計較出：
它的紅移量，
它的距離，
以及其初次發出光時的宇宙春秋 。



就原子躍遷而言，任何恒星或星系中最強烈、最輕易看到的發射線都來自氫原子的電子遷越，它們要么以紫外線（萊曼系）、要么是可見光（巴爾末系）或紅外線（帕邢系系）進行躍遷 。
可是這些發射線以及它們的波長是在這些星系的靜止框架入彀算出來的 。 當宇宙膨脹時，這些波長會發生龐大的紅移 。 最強烈、最輕易識此外躍遷，凡是發生在121.567納米的萊曼-阿爾法躍遷，在光譜上可以紅移的很是遠 。



測波長的公式是什么？用靜止座標光譜中的波長乘以（1 + z），此中z是物體的紅移 。 上圖，在接近540納米（上圖的單元是埃）的萊曼阿爾法線（綠色的光）給我們的紅移大約是3.4，也就是220億光年的距離，它的光從宇宙只有19億年的時辰發出，也就是此刻宇宙春秋的13% 。

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