stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
파벨라
역사

브라질에서 파벨라라는 용어는 1930년대부터 보편화되었다. 제툴리우 바르가스가 리우데자네이루와 상파울루에서 재개발을 명목으로 대규모 민가 철거 사업을 진행한 이후 강제로 쫒겨난 사람들이 리우데나제이루 외곽에 지은 판잣집 주택가들이 역사상 최초의 파벨라이다.
바르가스의 이스타두 노부 정권은 비밀 경찰을 이용해 도시빈민을 살해했고, 살아남은 이들은 브라질 전역에 파벨라를 건설했다.
1951년부터 브라질의 산업화가 시작되면서 파벨라의 규모는 확장되었고, 도시 이주민들이 파벨라에 유입되었다. 이에 브라질 정부는 파벨라를 다른 도시와 차단하고자 경찰을 배치해 포위했고 주민과 경찰 사이의 충돌은 일상적으로 발생했다.
1964년 브라질 쿠데타를 통해 집권한 극우 군사독재정권은 파벨라 주민들을 학살하기 시작했고, 파벨라의 주택을 불태우면서 파벨라는 학살의 현장으로 변했다. 군사독재정권이 리우데자네이루 외곽 재개발 정책을 강행한 이후 강제 이주된 파벨라로 유입되면서 파벨라는 인구 과밀화로 몸살을 앓았다.
이에 파벨라 주민들은 군사독재정권의 파벨라 탄압에 무장투쟁을 통해 저항했고, 거주 환경 개선을 위해 상수도관을 건설했다. 1980년대부터 다수의 주민들이 토지없는 노동자 운동에 가입해 토지개혁 운동을 주도했다.
2003년 대통령에 취임한 루이스 이나시우 룰라 다 시우바는 파벨라의 생활기반시설을 개선하고 관광사업을 추진하겠다는 계획을 발표했다. 2008년 룰라는 치안을 명목으로 평화경찰부대를 설립하고 파벨라에 배치했지만 이 역시 파벨라 주민과 브라질 정부간의 새로운 갈등 요인으로 지목되고 있다.
리우데자네이루를 보면 도시 구조가 굉장히 괴이한데 구세주 그리스도상에서 예수의 앞부분은 부촌인 반면 예수의 뒷 부분이 파벨라이다. 이는 마치 하늘이 버린 동네 라는 인상을 주고 있다.
같이 보기

슬럼
달동네
판자촌
소웨토
마리네뜨 뒤팽-쳉

| 마리네뜨 뒤팽-쳉 또는 레이디버그 |
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《미라큘러스: 레이디버그와 블랙캣 ( 시즌 1 ~ 5 ) 6기 제작 예정》의 등장인물
첫 등장: 1기 《분노의 폭풍》
마지막 등장: 5기 《최후의 날 2》
성우: 한국어판 성우 여민정 영어판 성우 Cristina Vee
정보
다른 이름: 레이디버그
종족: 인간
성별: 여성
국적: 프랑스 , 중국
출생일: 4월 8일
출생지: 프랑스 파리
거주지: 프랑스 파리
신장: 162cm
체중: 불명
소속: 고양이 부대
직업: 학생, 슈퍼영웅, 디자이너
가족: 부: 톰 뒤팽 모: 사빈 쳉 할머니: 지나 뒤팽 할아버지: 롤렌드 뒤팽
대립 인물: 호크모스, 마유라,라일라 로시,클로이 부르주아
관계 인물: 블랙캣,  마스터 푸 
종교: 무교
능력 및 특기: 행운의 부적, 악을 치유할 시간, 신비한 치유의 힘
마리네뜨 뒤팽-쳉(영어: Marinette) 또는 레이디버그(영어: ladybug)는 애니메이션 《미라큘러스: 레이디버그와 블랙캣》의 여주인공이자, 미라클스톤의 수호자이다. 아드리앙 아그레스트를 좋아한다.
요정은 티키이며, 티키는 뭐든 창조할 수 있는 힘을 가졌다. 미라클스톤은 귀걸이이다. 
주요 무기는 마법의 힘이 담겨 있는 마법의 요요다. 티키가 매직 마카롱을 먹으면  아쿠아 레이디버그, 파란색 매직 마카롱은 아이스 레이디버그로 변신할 수 있다.
작중 행적 > 시즌 1

학교에 지각해서 뛰어가던 중, 쓰러진 할아버지를 발견해 도와준다. 그 할아버지는 사실 미라클스톤의 수호자 마스터 푸이며, 마리네뜨가 좋은 레이디버그가 될 수 있다고 생각하며 미라클스톤을 준다.
클로이가 사브리나의 검은 나비 위치를 알려주어 되돌릴 수 있었으나, 레이디버그는 클로이를 무시하는 태도로 클로이를 모욕해서 검은 나비에 지배당했다.
작중 행적 > 시즌 2

마스터 푸가 힘을 키우는 방법을 알게 되어, 티키에게 매직 마카롱을 먹이면 티키가 마리네뜨를 아쿠아 레이디버그, 아이스 레이디버그로 변신시켜준다.
작중 행적 > 시즌 3

자신의 정체를 숨기기 위하여 어쩔 수 없이 블랙캣에게 사랑고백을 했다가 자신의 아빠를 늑대 아빠로 지배당하게 만들었다. 기억을 잃어 잠시 블랙캣의 정체를 알고 있다가, 신비한 치유의 힘으로 기억을 되찾았다. 미라클스톤을 잃어버려 아드리앙과 미라클스톤을 잠시 바꿔 사용하여, 플랙이 마리네뜨를 레이디블랙으로 변신시켜주었다.
아드리앙이 카가미와 더 친해진 모습을 보고 자신도 루카가 자신을 위해 쓴 노래를 들으며 아드리앙을 포기하려는 모습이 보인다. 마스터 푸가 미라클스톤의 위험을 감지해 수호자 자리를 마리네뜨에게 넘겨 주었고, 마리네뜨는 미라클스톤 수호자가 되었다.
작중 행적 > 시즌 4

루카와 데이트하다가 검은나비에 지배당한 사람들이 계속 나타나 데이트에 집중을 못하자,
루카는 마리네뜨에게 진실을 알려달라고 한다. 하지만 마리네뜨가 말하지 않자, 루카는 지배당한다.
같은 시각 아드리앙과 카가미가 데이트를 하고있는데 마찬가지로 아드리앙이 데이트에 집중을 못한다.
카가미는 아드리앙이 말을 안 해주자 지배당한다.
허블순차

허블순차(영어: Hubble sequence)는 1936년에 에드윈 허블이 제창한 은하에 관한 형태 분류 체계이다. 보통 허블소리굽쇠도(영어: Hubble tuning fork diagram)로서 알려져 있다. 이는 전통적으로 표현되는 도표가 소리굽쇠 모양이기 때문이다.
소리굽쇠 모양의 허블 분류 다이어그램
허블의 분류 체계는 은하의 겉보기 모습(원래는 사진건판에서)에 기반하여 크게 세가지 유형의 규칙은하로 나누는데, 그런 유형으로는 타원은하, 렌즈형은하, 나선은하가 있다. 네번째 유형은 불규칙한 외양을 가진 은하들을 포함한다. 허블순차는 오늘날에 전문적인 천문학 연구와 아마추어 천문학에서 가장 보편적으로 이용되는 은하를 분류하는 체계로 이용된다.
은하의 분류 > 타원은하

이 부분의 본문은 타원은하입니다.
보편적으로 그려지는 순차에서 볼 때 왼쪽에는 타원은하가 위치해 있다. 타원은하는 매끄럽고 단조로운 밝기 분포를 가지고 있고 사진에서 타원모양으로서 나타난다. 이들을 의미하는 심볼은 E이고, 하늘에서 타원율이 얼마인지를 의미하는 정수  n이 뒤에 붙는다. 관례적으로  n은 은하의 타원율의 열 배에 해당하는 수를 반올림한 정수이다. 타원의 장반경을  a, 단반경을  b라고 할 때, 타원율  {\begin{matrix}e=1-{\frac {b}{a}}\end{matrix}}로써 정의된다. 매우 둥근(E0) 은하를 도표의 맨 왼쪽에 위치시켜 놓음으로써, 타원율은 허블 도표의 왼쪽에서 오른쪽으로 갈수록 증가한다. 하늘에서 은하의 타원율이 실제 3차원적 모양(예를 들면, 평탄한 원반모양 은하를 정면에서 바라볼 때는 매우 둥근 것처럼 보이고, 측면에서 바라볼 때는 타원으로 보임)과 간접적으로만 연관되어 있다는 점을 주목하는 것이 중요하다. 관측적으로 가장 평탄한 타원은하는 e=0.7(E7)의 타원율을 가지고 있다. 이는 실제로 측면에서 보는 원반보다는 타원체 구조라는 것과 일치한다.
타원은하의 예로는 M49, M59, M60, M87, NGC 4125가 있다.
은하의 분류 > 나선은하

이 부분의 본문은 나선은하입니다.
허블순차도의 오른쪽에는 나선은하에 대한 두 개의 평행한 가지가 있다. 나선은하는 별을 형성하는 나선구조를 가지는 평탄한 원반과 중심에 별이 집중된 팽대부를 가지고 있다. 모든 나선은하의 거의 절반은 중심의 팽대부에서 시작하여 나선팔이 시작되는 부분에서 끝나는 막대구조를 가지고 있는 것으로 관측되기도 한다. 소리굽쇠도에서 정상나선은하는 상단 가지에 위치하며 심볼은 S로 표현되고, 막대나선은하는 하단 가지에 위치하며 심볼은 SB이다. 두 나선은하 모두 나선구조의 세밀한 외양에 따라 하위유형으로 세분화된다. 이러한 하위유형 중 하나는 큰 분류 뒤에 소문자를 추가함으로써 표현된다.
Sa (SBa) - 꽉 감기고 매끄러운 나선팔과 거대하고 밝은 중심 팽대부
Sb (SBb) - Sa (SBa)형 보다는 덜 꽉 감긴 나선팔과 어느정도 희미한 팽대부
Sc (SBc) - 느슨하게 감긴 나선팔, 명확하게 분해되는 각각의 성단과 성운, 작고 희미한 팽대부
원래 허블은 세 유형의 나선은하만 기술했다. 이는 드 보클레르에 의해 네 가지 유형으로 확장된다.
Sd (SBd) - 매우 느슨하게 감긴 부분적인 나선팔, 대부분이 팽대부가 아니라 나선팔에서 비롯되는 광도
이는 엄밀히 따지면 드 보클레르의 분류 체계의 일부이긴 해도, 보통 허블순차에서도 포함된다. 기본적인 분류는 외양의 눈에 띄는 차이를 통해 확장될 수 있다. 위의 두 유형의 중간형의 외양을 가진 나선은하는 보통 주요 유형의 뒤에 두가지 소문자를 붙인다. 예를 들면 Sbc형 은하는 Sb와 Sc의 중간형이다.
우리은하는 보통 뚜렷한 나선팔과 막대나선을 가지는 SBb형으로 분류된다. 그렇지만 이 분류는 우리가 은하 외부에서 본 것이 아니라 내부에서 관측 결과를 토대로 추론한 것이기 때문에 어느정도 불확실하다.
정상나선은하의 예로는 M31(안드로메다 은하), M74, M81, M104(솜브레로 은하), M51a(소용돌이 은하), NGC 300, NGC 772가 있다.
막대나선은하의 예로는 M91, M95, NGC 1097, NGC 1300, NGC 1672, NGC 2536, NGC 2903이 있다.
은하의 분류 > 렌즈형은하

이 부분의 본문은 렌즈형은하입니다.
허블의 소리굽쇠에서 두 나선가지가 타원가지와 만나는 중심에는 두 은하의 중간형이 위치해 있다. 이러한 은하는 렌즈형은하라고 불리며 심볼은 S0로 표현된다. 이러한 은하들은 타원은하에서 보이는 것과 유사한 중심의 밝은 팽대부와 이를 둘러싸는 원반형 구조를 가지고 있다. 나선은하와는 달리, 렌즈형은하의 원반은 가시적인 나선구조를 가지고 있지 않고, 활동적인 별의 형성이 일어나지 않는다. 팽대부는 보통 렌즈형은하의 가장 밝은 부분이다.
정면을 바라보는 렌즈형은하는 E0형의 타원은하와 구별하기 어렵다. 그래서 이러한 많은 은하들의 분류는 불확실하다. 가장자리에서 바라봤을 때, 뚜렷한 먼지층(dust lane)이 가끔씩 원반의 별빛을 흡수하면서 보인다.
허블이 은하 분류 체계에 대해 처음으로 발표할 때, 렌즈형은하는 순수하게 가설상의 존재였다. 허블은 이들이 크게 평탄한 타원은하와 나선은하 사이의 중간 단계로써 필요할 것이라고 여겼다. (특히 허블에 의한)나중의 관측은 허블의 믿음이 정확했음과 S0형이 앨런 샌디지에 의한 허블순차의 위치에 정확히 포함됨을 보여주었다.
렌즈형은하와 나선은하를 아우르는 총칭은 보통 원반은하로 표현된다.
렌즈형은하의 예로는 M85, M86, NGC 1316, NGC 2787, NGC 5866, 센타우루스자리 A가 있다.
은하의 분류 > 불규칙은하

이 부분의 본문은 불규칙은하입니다.
규칙적인 구조(원반 또는 타원체)를 가지지 않아 허블순차에 맞지 않는 은하는 불규칙은하라고 불린다. 심볼은 Irr로 표현된다. 허블은 두가지 유형의 불규칙은하를 정의했다.
Irr I - 비대칭적인 윤곽을 가지며 중심 팽대부 또는 뚜렷한 나선구조가 없는 은하이다. 이들은 그대신 어린 별들로 구성된 다수의 성단을 포함하고 있다.
Irr II - 보다 매끄럽고 비대칭적인 외양을 가지며 별이나 성단이 뚜렷하게 분해되지 않는 은하이다.
드 보클레르는 확장된 허블순차에서 Irr I 은하를 허블이 Irr I형으로 분류한 우리은하의 두 위성은하인 마젤란은하의 이름을 따서, '마젤란형 불규칙은하'(magellanic irregular)라고 불렸다. 대마젤란은하에서의 희미한 나선구조의 발견으로, 드 보클레르는 나선구조에 대한 일부 증거를 보여주는 대마젤란은하와 같은 불규칙은하(Sm형)와 소마젤란은하와 같이 뚜렷한 구조가 없는 불규칙은하(Im형)로 세분화했다. 마젤란형 불규칙은하는 확장된 허블순차에서 보통 허블소리굽쇠의 나선가지 맨 끝부분에 위치한다.
불규칙은하의 예로는 M82, NGC 1427A, 대마젤란은하, 소마젤란은하가 있다.
물리적 의미

타원은하와 나선은하는 보통 "조기형"(early-type) 은하라고 불리고, 나선은하와 불규칙은하는 "만기형"(late-type) 은하라고 불린다. 이 용어는 허블순차가, 타원은하에서 시작하여 렌즈형은하를 통해 막대나선은하나 정상나선은하로 변화한다는 진화적 경로를 반영한다는 일반적이지만 잘못된 믿음의 원인이다. 사실, 허블은 처음부터 그런 해석의 여지를 내보이지는 않았다.
The nomenclature, it is emphasized, refers to position in the sequence, and temporal connotations are made at one's peril.  The entire classification is purely empirical and without prejudice to theories of evolution...
(이 용어는 순차에서의 위치를 나타내기 위해 강조했던 것으로, 시기적인 의미는 위험성을 초래한다. 분류는 모두 순수히 경험적이고 진화 이론에 대한 편견은 없다.)
진화 묘사(소리굽쇠도)는 나선은하의 원반이 다수의 어린 별들과 활동적인 별형성영역이 분포하는 곳으로 관측되는데 비해, 타원은하는 대부분 늙은 항성종족으로 구성되어 있다는 사실로부터 반증된다. 사실, 현재 증거는 그 반대를 시사한다. 초기 우주에는 나선은하와 불규칙은하가 수적으로 우세한 것으로 보인다. 현재 은하의 형성에 관해 호응을 받는 묘사에서는 오늘날의 타원은하가 처음의 두 은하 사이의 합병의 결과로 형성된다. 또한 렌즈형은하는 가스가 없어져 별의 형성을 지속할 연료가 고갈된, 진화한 나선은하이다.
단점

허블의 체계에 대한 공통적인 비판은, 은하를 분류에 배치할 기준이 주관적이어서 (경험이 많은 관찰자는 보통 허블의 분류를 하나만 사용한다는 것에 대해 동의하지 않지만)관찰자들이 동일한 은하를 서로 다른 유형에 배치할 수 있다는 점이다. 또한 서로 다른 분류 기준은 서로 어울리지 못한다. 예를 들어 더 두드러지는 팽대부는 더 느슨하게 감긴 나선팔과 항상 이어지지 않는다. 허블의 분류 체계에 대한 또다른 비판은, 분류를 2차원적 영상에서의 은하의 외양을 기준으로 하여, 실제 은하의 물리적 특징과 간접적으로만 관계되어 있다는 것이다. 특히, 그러한 문제는 방향효과(동일한 은하를 정면과 가장자리에서 보았을 때 매우 다르게 보인다) 때문에, 외양 분류가 희미하거나 멀리 있는 은하에 대해 덜 신뢰적이기 때문에, 은하의 외양이 관측할 때의 빛의 파장에 따라 변화하기 때문에 발생한다. 그렇기는 해도, 허블순차는 외부은하천문학의 장에서 여전히 보편적으로 이용된다. 허블 유형은 광도, 색, (별과 가스의)질량, 별형성률과 같은 은하에 대한 적절하고 다양한 물리적 특징과 관계 있는 것으로 알려져 있다.
같이 보기

에드윈 허블
제라드 드 보클레르
은하 색등급도
은하의 형태분류
거대타원은하 ESO 325-G004.
바람개비 은하 (메시에 101/NGC 5457), 허블순차에서 Scd형으로 분류된 나선은하.
SBbc형 막대나선은하 NGC 1300.
두드러지는 먼지층이 보이는 용자리의 렌즈형은하, 방추 은하(NGC 5866).
왜소불규칙은하 대마젤란은하(LMC)
프로세코

프로세코 병
프로세코(Prosecco)는 이탈리아 포도주의 일종으로서
백포도주의 종류로 드라이하고 아주 맛이 건조한 스파클링 포도주이다. 글레라 포도로 만들며 이탈리아 포도주 등급체계에 공식 인정된다. 베네토주에서 많이 생산되며 코넬리아노, 발도비아데네나 트레비소 북쪽 지방에서 생산된다.
벨리니 칵테일의 주요 재료로서 사용되며 샴페인의 대용으로서도 흔히 사용된다.
역사

1960년대까지 프로세코 스파클링 와인이 대개 로제 와인처럼 달콤하거나 피에몬트 지방에서 흔히 나는 포도주와 비교할 수 없는 맛을 함유하고 있었다. 이후로 생산 공정이 발달하면서 오늘날에도 고급스러운 포도주가 생산되고 있다. 2008년 뉴욕타임스 보고에 따르면 프로세코는 이탈리아 해외 지역에서 소비량이 급격하게 늘고 있는 포도주이며, 1998년 이후로 줄곧 두 자릿수 성장세를 누리고 있다. 2000년부터 미국 시장 주류 포도주로서 안착한 것으로 보이며, 미오네토 사의 평가에 따른 것이다.
생산

샴페인과 다르게 프로세코는 톡 쏘는 맛을 갖고 있으며 스테인리스 강철 통에서 발효 공정을 거치는 점 덕분에 가격이 많이 저렴해서 경쟁력을 얻고 있기도 하다.
대략적으로만 1억 5천만 병 이상의 프로세코 와인이 생산된다. 2008년 기준 60% 정도가 코넬리아노나 발도비아데네 지방에서 생산된다. 2007년에만 3억 7천만 유로 이상의 매출을 올렸으며 2000년대에 이르러 브라질과 루마니아, 아르헨티나, 오스트레일리아에서도 프로세코 포도종이 재배되기 시작했다.
발도비안데네 포도밭
Hey! Hunter

| Hey! Hunter> 티라비의 노래 |
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발매일: 1995년
장르: 발라드, 댄스
레이블: 오아시스레코드
〈Hey! Hunter〉는 1995년에 발표된 혼성그룹 티라비의 노래이다. 임유현, 고은미, 이영으로 이루어진 멤버였으며, 고은미는 랩을 담당했다.
적색편이

왼쪽은 태양의 가시광에서의 스펙트럼이며, 오른쪽은 멀리 떨어져 있으며 우리로부터 멀어져 가고 있는 은하의 스펙트럼이다. 화살표가 나타내는 것처럼 스펙트럼의 검은 흡수선이 긴 파장쪽으로 (붉은색 쪽으로) 치우쳐 있음을 볼 수 있다.
적색편이(赤色偏移, 영어: redshift 레드시프트[*])는 물체가 내는 빛의 파장이 늘어나 보이는 현상이다. 일반적으로 전자기파의 가시광선 영역에서, 파장이 길수록 (진동수가 작을수록) 붉게 보이기 때문에, 물체의 스펙트럼이 붉은색 쪽으로 치우친다 의미에서 적색(赤色) 편이(偏移)라고 불린다.
적색편이는 여러 원인에 의해 일어나는데, 가장 대표적인 것은 도플러 효과(Doppler effect)에 의한 것이다. 예를 들어, 사이렌을 울리는 소방차가 관측자에게 다가올 때는, 사이렌의 음높이가 높게(단파장) 들리지만, 옆을 지나쳐서 멀어져 갈 때는 반대로 소리가 낮게(단파장) 들리는 것을 느낄 수 있다. 이처럼 빛을 내는 천체가 관측자로부터 멀어지는 경우, 빛의 파장이 길어지게 된다. 우주론적 적색편이(cosmological redshift)는 공간의 팽창 자체 때문에 빛의 파장이 길어지는 현상으로 지구에서 수 백만 - 수십억 광년 만큼 아주 멀리 떨어져 있는 천체들로부터 관측된다. 마지막으로 중력 적색편이 현상(gravitational redshift)은 일반 상대론적 효과로서, 빛이 강한 중력장에서 빠져나오면서 에너지를 잃기 때문에 파장이 길어지는 현상이다. 적색편이의 반대말로 빛의 파장이 줄어들어 보이는 현상은 청색편이(blueshift)라고 하며, 빛을 내는 물체가 관측자에 가까워지거나, 빛이 중력장 안으로 들어갈 때 발생한다.
우리 주위에서 적색 또는 청색편이 현상을 실생활에 응용하는 예로서는 기상관측용 도플러 레이다나 경찰이 속도위반을 단속하는데 쓰는 스피드 건(Radar gun)등이 있지만, 가장 대표적인 적색편이 현상은 주로 천문학에서 천체들의 스펙트럼에서 관측된다.
민코프스키 공간에서는 특수상대론의 공식을 이용하면, 관측자 부근에서 움직이고 있는 물체의 적색편이를 계산할 수 있다. 반면 블랙홀 주변처럼 중력이 강한 곳이나 전 우주적 규모에서의 적색편이를 이해하기 위해서는 일반 상대성 이론을 이용해야 한다. 일반적으로 이러한 특수 상대성 이론, 중력적, 또는 우주론적 적색편이 현상은 좌표계의 변환(frame transformation laws)이라는 관점에서 설명된다. 한편 이러한 관측자, 광원의 좌표계 사이의 변환 때문에 생기는 적색편이 외에도, 빛의 산란이나 광학적 효과에 의해 빛의 파장이 변하는 경우도 있는데, 이러한 경우에는 적색 또는 청색편이라는 용어보다는 빛의 복사전달의 관점에서 주로 서술된다.
도플러 효과에 의한 적색편이와 청색편이
역사

적색편이의 역사는 19세기 파동역학의 발전과 도플러 효과에 대한 연구로 거슬러 올라간다. 도플러 효과는 1842년에 이 원리를 처음으로 제시한 오스트리아의 과학자 크리스티안 도플러의 이름을 딴 것이다.
도플러는 파동을 내는 물체가 관측자에 대해 움직일 경우, 관측되는 파동의 파장이나 주파수가 달라질 수 있다고 제안했는데, 이 가설은 1845년에 네덜란드의 과학자 Christophorus Buys Ballot이 음파를 이용하여 처음으로 확인하였다. 한편 도플러는 이중성의 색깔이 별들의 운동속도 때문에 달리 보인다는 가설을 제시했지만, 실제로 별들의 색깔이 다른 이유는 별의 온도가 다르기 때문이며, 별의 속도는 별빛의 색깔을 바꿀 만큼 크지는 않다. 비록 그의 이중성에 대한 가설은 옳지 않음이 밝혀졌지만, 도플러가 제시한 원리는 현재 천문학에서 천체들의 속도를 측정하는데 널리 사용되고 있다.
천문학에서의 도플러 효과에 의한 적색편이는 1848년에 피조(Hippolyte Fizeau)에 의해 처음으로 관측되었다. 그는 별빛의 선스펙트럼의 파장이 변하는 것을 발견했는데, 이 효과는 "도플러-피조 효과"라고 불리기도 한다. 1868년에는 영국의 천문학자 윌리엄 허긴스가 처음으로 지구로부터 멀어지지는 별의 속도를 측정했다.
1871년에는 태양의 자전 때문에 프라운호퍼 선들이 약 0.1Å 정도 편이되는 현상이 관측되었다.
1887년에는 보겔(독일어: Vogel)과 샤이너(독일어: Scheiner)가 지구의 공전 때문에 별빛의 파장이 1년에 걸쳐 주기적으로 변하는 현상을 발견했다.
1901년에는 Aristarkh Belopolsky가 실험실에서 회전하는 거울을 이용하여 도플러-피조 효과를 재현해냈다.
적색-편이("red-shift")란 용어가 이음표가 있는 상태로 처음 쓰이게 된 것은 미국의 천문학자 월터 아담스(Walter S. Adams)가 1908년에 "성운의 적색-편이(red-shift)의 본질을 연구하는 방법"이라고 쓰면서부터이다.
붙여쓴 적색편이("redshift")는 1934년에 드 시터(Willem de Sitter)에 의해 쓰이기 시작했으며, 그 전에는 독일어인 Rotverschiebung이 널리 쓰였던 것으로 보인다.
베스토 슬라이퍼는 1912년에 당시에는 '나선 성운'이라고 불리던 은하들이 상당히 큰 적색편이 값을 보인다는 것을 발견했다.
슬라이퍼는 이 논문에서 온 하늘에 고루 분포하는 나선은하들의 속도를 측정했는데, 그 중 3개를 제외하고는 모든 은하가 우리 은하로부터 약 수백 또는 천 km/s의 속도로 멀어지고 있는 것을 발견했다. 이 후에 에드윈 허블은 은하들의 적색편이(속도)와 은하들까지의 거리가 비례한다는 허블의 법칙을 발견하였다.
이러한 발견들은 1922년에 알렉산드르 프리드만이 일반 상대성 이론으로부터 이론적으로 유도한 것처럼 우주가 정적이지 않고 팽창하고 있다는 것을 관측으로 뒷받침하는 것이었다.
현재 이 발견들은 우주의 팽창과 대폭발 이론을 뒷받침하는 가장 중요한 근거로 받아 들여지고 있다.
적색편이의 측정과 해석

어떤 물체의 적색편이는 그 물체가 내는 빛의 스펙트럼을 얻은 후, 그 스펙트럼에서 이미 알려져 있는 특징들을 그 물체가 정지해 있을 때의 스펙트럼과 비교함으로써 측정할 수 있다. 만약 이 스펙트럼이 방출선 또는 흡수선을 포함하고 있다면, 관측된 선 스펙트럼의 파장과 실험실에서 측정한 움직이지 않는 광원이 내는 파장을 비교함으로써 아래의 표와 같이 적색편이 값을 결정할 수 있다. 예를 들어, 오른쪽 위의 그림에서처럼, 멀리 떨어져 있는 은하의 스펙트럼에서 흡수선(그림에서는 가로로 된 검은띠로 보인다)이 관측되었다고 하자. 이 스펙트럼을 정지해 있는 물체(여기서는 태양)가 내는 스펙트럼과 나란히 비교하면 화살표가 보여주듯이 같은 패턴을 가진 흡수선들 전체가 파장이 긴 쪽으로, 다시 말해 붉은색 쪽으로, 이동해 있음을 볼 수 있다. 이러한 흡수선들은 별들이 내는 빛이 어떤 특정한 원소들로 이루어진 가스를 통과하면서 그 원소들이 특정 파장의 빛만 선택적으로 흡수하기 때문에 발생한 것이다. 이러한 흡수선들의 패턴이 발견되면, 실험실에서 측정해 두었던 원소의 파장과 비교하여 파장이 길어진 정도를 다음과 같이 계산한다.
적색편이는 광원에서 낸 빛의 파장(또는 주파수)과 관측자가 보는 빛의 파장의 차이를 이용하여 결정할 수 있다. 천문학에서는 다음과 같이 차원이 없는  z라는 값으로 적색편이를 표현한다. 예를 들어  \lambda 와  f가 각각 파장과 주파수를 나타낸다고 하고, 첨자인 'obsv'와 'emit'이 관측자(observer)와 광원(emitter)에서 각각 측정된 값을 의미한다고 하면, 아래의 표와 같이 적색편이값( z)이 정의된다.
| 파장을 이용한 계산 | 주파수를 이용한 계산 |
| --- | --- |
 z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emit} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}:  z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}
 1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}:  1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}
도플러 적색편이의 경우  z가 측정되면, 그 부호로써 적색편이인지 청색편이인지 구분할 수 있다.  z가 0보다 클 경우는 파장이 원래보다 길어졌으므로, 물체가 멀어지고 있는 적색편이에 해당한다. 반대로  z가 음수일 경우에는 물체가 관측자에게 가까워지는 청색편이에 해당한다. 중력적 적색편이의 경우,  z가 양수 일 경우는 빛이 관측자가 위치한 곳 보다 강한 중력장에서 빠져나온 경우를 의미한다. 한편, 우주의 팽창때문에 생기는 우주론적 적색편이의 경우에는 아주 가까이 있는 극소수의 은하들을 제외하고는 거의 모든 은하들에서 파장이 길어지는 적색편이( z>0) 현상이 관측된다.
적색편이 공식

일반상대론을 이용하면, 아래의 표와 같이 여러 가지 특수한 경우의 시공간에 대해 적색편이 공식을 유도할 수 있다. 모든 식에서 적색편이 값( z)은 측정에 사용된 빛의 파장과는 무관하다.
| 적색편이 종류 | 시공간 | 공식 |
| --- | --- | --- |
| 상대론적 도플러 효과 | 민코프스키 공간(Minkowski space)   (평탄한 시공간) |  1+z=\gamma \left(1+{\frac {v_{\parallel }}{c}}\right)  z\approx {\frac {v_{\parallel }}{c}}      ( v가 매우 작은 경우)   1+z={\sqrt {\frac {1+{\frac {v}{c}}}{1-{\frac {v}{c}}}}}    (광원이 관측자로부터 시선방향으로 움직일 때)   1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {v^{2}}{c^{2}}}}}}    (광원이 시선방향에 수직으로 움직일 때) |
| 우주론적 적색편이 | FLRW 공간 (팽창하는 우주) |  1+z={\frac {a_{\mathrm {now} }}{a_{\mathrm {then} }}} |
| 중력 적색편이 | 일반적인 정적인 시공간  (예를 들면, 슈바르츠실트 시공간) |  1+z={\sqrt {\frac {g_{tt}({\text{receiver}})}{g_{tt}({\text{source}})}}}  1+z={\sqrt {\frac {1-{\frac {2GM}{c^{2}r_{\text{receiver}}}}}{1-{\frac {2GM}{c^{2}r_{\text{source}}}}}}} (슈바르츠실트 시공간) |
적색편이 공식 > 도플러 효과에 의한 적색편이

이 부분의 본문은 도플러 효과 및 도플러효과 § 상대론적 도플러 효과입니다.
만약 광원이 관측자로부터 멀어질 경우, 적색편이가 일어나고(z > 0), 반대로 가까워질 경우에는 청색편이가 일어난다(z < 0). 이렇게 광원과 관측자의 상대적인 움직임 때문에 생기는 적색편이를 도플러 적색편이라고 부른다. 광원이 관측자에 대해 시선방향으로 광속(c)보다 매우 작은 속도 v로 움직이고 있다면, 적색편이는 다음과 같이 결정된다.
광원과 관측자 사이의 속도가 빛의 속도에 가까워지게 되면, 특수상대론을 이용하여 적색편이를 구해야 한다. 광원이 빛에 가까운 속도로 움직일 경우에는, 특수상대론의 시간지연현상(time dilation) 때문에, 다음과 같이 로런츠 인자(Lorentz factor)라고 불리는  \gamma 항이 적색편이 공식에 추가된다. 상대론적 도플러 효과는 1938년에 Ives-Stilwell 실험에서 처음으로 측정되었다.
지금까지는 광원이 관측자에 대해 시선방향으로 멀어지거나 가까워지는 경우를 다루었지만, 일반적인 경우의 상대론적 적색편이는 다음과 같이 주어진다. 만약 θ가 관측자와 광원의 상대적인 운동사이의 각도라고 하면, 상대론적 적색편이는 다음과 같다.
만약 광원이 시선방향으로만 움직이는 경우에는, 즉 θ = 0°인 경우, 위의 식은 다음과 같이 간단하게 줄어든다.
광원이 시선방향에 대해 수직으로 움직이는 특수한 경우를 (즉 θ = 90°)
수직 도플러 효과(transverse redshift)라고 하며, 다음과 같이 적색편이가 주어진다:
적색편이 공식 > 공간의 팽창에 의한 적색편이

이 부분의 본문은 우주의 팽창입니다.
20세기에 들어 먼 은하까지의 거리와 은하가 멀어지는 속도(적색편이)가 비례한다는 허블의 법칙이 발견되었다. 이 관측 결과와 일반상대론의 우주 모형 방정식을 이용하여, 우주는 중심이 없이 팽창하고 있다는 사실이 확립되었다. 허블이 관측한 먼 은하의 적색편이는 이러한 공간의 팽창 때문에 발생하는 우주론적 적색편이(cosmological redshift)이다. 현대 우주 표준 모형에서 먼 은하의 적색편이 값은 은하에서 빛이 방출되던 당시의 우주의 나이 그리고 당시 우주의 크기와 직접 연관되어 있다. 한때 적색편이를 설명하기 위해서 피곤한 빛 가설같은 설명이 제시되기도 했었지만, 현재는 받아 들여지지 않고 있다.
우주론적 적색편이는 국지적인 도플러 효과 때문에 생기는 적색편이와 구분된다. 우주론적 적색편이는 관측자와 광원의 상대적인 움직임 때문에 생기는 것이 아니며, 빛(광자)이 전파되고 있는 공간 자체가 팽창하여 파장이 늘어나기 때문에 발생한다.
'공간'의 팽창 속도는 관측자와 광원의 거리가 멀수록 커지므로, 아주 멀리 떨어져 있는 은하는 빛의 속도보다 빠르게 멀어질 수도 있다. 이러한 사실은 마치 '모든 물체는 빛보다 빠르게 움직일 수 없다'는 특수상대론에 위배되는 것처럼 보일 수 도 있으나, 실제 은하는 자신이 속한 국지적인 좌표계에는 정지해 있으므로 실제로는 상대론에 위배되는 것이 아니다.
적색편이 공식 > 공간의 팽창에 의한 적색편이 > 우주론적 적색편이의 수학적 유도

우주론적 적색편이를 유도하기 위해서는, 다음과 같이 팽창 우주에서 전파되고 있는 빛에 대하여 측지방정식(geodesic equation)을 적용해야 한다:
여기서
ds^{2}은 시공간 간격(spacetime interval),
dt^{2}은 시간 간격(time interval),
dr^{2}은 공간 간격(spatial interval),
c는 광속,
a는 시간에 따라 변하는 우주의 척도인자(scale factor),
k는 우주의 곡률을 나타낸다.
여기서 척도인자는 고유 거리(proper distance)와 공변 거리(comoving distance)의 비를 나타내는 값이다. 공변 거리는 같이 팽창하는 좌표계에서 어떤 기준 시점에서의 두 점 사이의 거리이고, 고유 거리는 실제 관측자가 측정하는 물리적인 거리이다. 두 점 사이의 거리가  d(t), 공변 거리가  d_{0}\,라면  d(t)=d_{0}a(t)\,이다. 따라서 척도인자는 두 시점 사이의 우주의 팽창 정도를 나타내는 값이다.
과거 어느 순간( t=t_{\mathrm {then} })에 먼 곳( r=R)에서 방출된 빛이, 현재 ( t=t_{\mathrm {now} }) 관측자가 위치한 곳( r=0)에 도달했다고 하자. 이 빛이 여행한 시공간의 경로에 대해 위의 측지방정식을 시간, 공간 항에 대해서 적분을 하면 다음과 같다:
이 빛이 방출될 때 광원(예를 들어 먼 은하)의 좌표계에서 이 빛의 파장을  \lambda _{\mathrm {then} }, 빛이 현재의 관측자에게 도달했을 때의 파장을  \lambda _{\mathrm {now} }이라고 하고, 이 두 파장 사이의 관계를 구하면 적색편이를 계산할 수 있다. 과거에 광원이 빛의 마루를 방출할 때의 파장이  \lambda _{\mathrm {then} }이라면, 광원이 그 다음 마루를 방출한 시간은 다음과 쓸 수 있다.
한편, 현재의 관측자에게는 첫 번째 마루는  t=t_{\mathrm {now} }에 도착하게 되고, 그 다음의 두 번째 마루는 다음과 같이  \lambda _{\mathrm {now} }/c만큼 나중에 도착하게 된다. 따라서 두 번째 마루가 도착한 시간은 관측자의 관점에서 볼 때는
이 두 번째 마루도 역시  r=R를 출발해서  r=0에 도착했으므로 같은 측지방정식을 적용하면:
위의 첫 번째 마루와 두 번째 마루에 대한 측지방정식의 오른쪽 항들이 같으므로
또는 적분을 정리하면
빛이 한 파장만큼 이동하는데 걸리는 시간 정도로 매우 작은 시간 간격 동안, 우주의 공간 척도인자( a(t))는 거의 변하지 않으므로, 적분 구간에 대해 상수로 근사할 수 있다. 따라서 위의 식은 다음과 같이 쉽게 적분할 수 있다.
위 식을 간단히 하면,
적색편이의 정의를 적용하고, 현재의 척도인자를 1이라고 정의하면 ( a_{\mathrm {now} }=1,  a_{\mathrm {then} }=a(t)), 다음과 같은 우주론적 적색편이 공식이 얻어진다.
요약하면, 먼 곳의 은하가 방출한 파장과 현재의 관측자에 도달한 빛의 파장의 비율은 당시의 우주와 현재 우주의 상대적 크기(척도 인자)의 비율이다. 이 척도 인자는 우주의 나이에 의해 결정되는 값이므로, 먼 은하의 적색편이는 당시 우주의 크기, 그리고 당시 우주의 나이에 의해 결정된다. 우리가 존재하는 팽창하는 우주에서 척도인자는 계속 증가하므로, 먼 우주에서 도달하는 빛의 적색편이는 항상 0보다 큰 값을 갖는다.
적색편이 공식 > 공간의 팽창에 의한 적색편이 > 우주론적 적색편이와 국지적인 적색편이의 차이

일반적으로 먼 은하들의 적색편이는 우주의 팽창에 따른 우주론적 적색편이와 국지적인 특이운동(peculiar motion) 때문에 발생하는 도플러 적색편이 모두를 포함하고 있다.
앞에서 잠시 언급된 것처럼, 공간의 팽창에 의한 적색편이와 국지적인 운동에 의한 도플러 적색편이 현상은 서로 구분된다. 이는 다음과 같이 풍선을 이용한 비유를 통해 쉽게 설명 할 수 있다. 풍선 위에 두 점이 그려져 있고, 이 두 점들에 물결 또는 파동 모양이 그려져 있다고 하자. 이 풍선에 바람을 넣으면 고무막이 늘어나며 두 점들 사이의 거리는 점점 증가하게 되고, 고무막에 그려져 있던 물결 모양의 크기도 같이 커지게 된다. 이 비유에서 풍선 고무막은 우주를 나타내고, 풍선 고무막이 늘어나는 것은 우주의 팽창을, 물결 모양이 커지는 것은 우주론적 적색편이를 나타낸다. 한편 두 점에 각각 개미가 살고 있다고 상상해 보자. 고무막이 서서히 늘어나도, 개미들은 스스로 움직이지 않고 있기 때문에 자신이 주위에 대해서는 정지해 있는 것처럼 느낄 것이다. 반면 고무막이 늘어나는 동안에 한 점에 있던 개미(B)가 어느 한 방향으로 움직인다고 가정해보자. 이 경우 정지해 있는 다른 개미(A)가 볼 때 B 개미는 고무막이 늘어나는 움직임에 더해서 추가로 움직이는 것처럼 보일 것이다. 이렇게 개미의 국지적인 움직임 때문에 추가로 적색편이 현상이 발생하게 되는데, 이것이 도플러 효과에 의한 적색편이이다.
적색편이 공식 > 중력 적색편이

이 부분의 본문은 중력 적색편이입니다.
일반 상대론에 따르면, 중력장에서는 시간지연이 발생한다. 이 때문에 빛의 파장이 늘어나는 중력 적색편이가 발생하며, 이는 아인슈타인 편이라고도 불린다.
전하가 없고, 회전하지 않는, 구면 대칭인 질량에 대한 일반상대론의 아인슈타인 방정식을 풀면 슈바르츠실트 해를 얻게 되는데, 이로부터 다음과 같은 중력적 적색편이 공식을 유도 할 수 있다.
여기서
G\,는 중력상수,
M\,는 중력장을 생성하는 물체의 질량,
r\,은 슈바르츠실트 좌표계에서 물체까지의 거리,
c\,는 빛의 속도를 나타낸다.
한편, 위의 중력적 적색편이 공식은 특수상대론과 등가원리(equivalence principle)를 이용해서도 유도할 수 있다.
지구에 의해 만들어지는 중력 적색편이는 매우 작지만, 뫼스바우어 효과(Mössbauer effect)를 응용한 파운드-렙카(Pound-Rebka) 실험을 통해 처음으로 지상에서 측정되었다.
한편 블랙홀 근처처럼 중력장이 매우 강한 곳에서는 이러한 적색편이 값은 매우 큰 값을 갖게 되며, 심지어 블랙홀의 사건 지평선(event horizon)에 가까워지면 그 적색편이 값은 무한대가 된다. 또한 우주 마이크로파 배경에서 관측되는 큰 규모의 온도 요동은 작스-울프 효과(영어: Sachs-Wolfe effect)라고 불리는 중력편이 현상 때문에 발생한다.
천문학에서의 적색편이

천문학, 특히 천문 분광학에서 주로 관측되는 적색편이는 도플러 효과에 의한 적색편이와 우주론적 적색편이이다. 적색편이를 측정하기 위해서는 관측된 천체의 스펙트럼에서 흡수선이나 방출선과 같은 특징을 찾아내고, 이 선들이 실제로 관측된 파장과 실험실에서 얻어진 고유 파장을 비교함으로써 천체의 적색편이를 구하게 된다. 이러한 흡수선이나 방출선등은 그 천체에 존재하는 특정한 원소 때문에 생기는 것으로, 실험실에서 이러한 원소가 내는 빛의 파장을 결정할 수 있다.
일반적으로 천체의 적색편이는 스펙트럼을 측정하면 정확히 측정할 수 있지만, 천체의 스펙트럼을 얻는 일은 상당한 시간을 필요로 하므로 많은 천체들의 적색편이를 측정하는 것은 쉬운 일이 아니다. (적색편이 탐사를 참조.) 따라서 어떤 천체의 스펙트럼 자료가 없거나, 너무 어두워서 분광관측이 불가능할 경우, 천체의 측광자료를 이용하여 대략 적색편이 값을 추측할 수 있는데, 이렇게 얻어진 적색편이를 측광 적색편이(photometric redshift)라고 부른다. 반면 일반적인 적색편이는 분광 적색편이(spectroscopic redshift)라고 불린다.
천문학에서의 적색편이 > 가까운 우주에서의 적색편이

우리은하를 포함해 매우 가까운 은하들에서 관측되는 적색편이는 대부분 천체가 시선방향으로 움직이기 때문에 생기는 도플러 적색편이이다. 따라서 천문학자들은 적색편이(또는 청색편이)를 측정함으로써 천체의 속도를 측정하고, 천체의 물리적 특성들을 연구한다. 아래에 있는 여러 가지 예처럼, 적색편이 관측은 천문 분광학에서 가장 중요한 도구 중의 하나이다.
천문 분광학의 초기에 적색편이는 금성과 같은 태양계 행성들의 자전 속도를 측정하는데 이용되었다. 이중성의 적색편이(즉 속도)를 측정하면 별들의 질량을 구할 수 있다. 때로는 하늘에서 볼 때 두 별이 매우 가까이 붙어 있어서, 사진에서는 짝별인지 홑별인지 구분하는게 불가능하고, 도플러 효과를 이용해야만 두 별로 이루어져 있음을 알 수도 있다. 이러한 쌍성을 분광쌍성이라고 부른다. 한편 이러한 도플러 효과 기술을 이용해 외계행성계(extrasolar planet)를 탐사하거나, 행성의 물리적 성질(공전주기, 행성 질량, 공전 궤도)을 연구하기도 한다. 또한 태양의 표면(광구)의 적색편이를 아주 정밀하게 측정하여 태양 표면의 미세한 진동을 연구하고 나아가 태양의 내부 구조를 연구하는 분야는 태양지진학(helioseismology)이라고 한다.
우리은하 내부의 수소가스가 방출하는 21cm선의 적색편이와 폭을 측정하면, 우리 은하내의 성간물질이 어떻게 운동하는지 알아 낼 수 있다.
한편 외부은하에서 적색편이가 은하 표면에 걸쳐 어떻게 변하는지를 측정하면, 은하의 별, 가스들이 어떻게 회전하는지, 그리고 이를 이용하여 은하의 질량등을 알아낼 수 있다. 그리고 중성자별과 블랙홀에서 나오는 빛의 도플러, 중력적색편이로부터 이들 주변에서 물질이 어떻게 빨려들어가고 또 방출되기도 하는지 등을 연구할 수 있다.
천문학에서의 적색편이 > 외부 은하의 적색편이

멀리 떨어져 있는 외부은하들로부터 관측되는 적색편이는 주로 우주 팽창에 의한 우주론적 적색편이이다. 멀리 떨어져 있는 은하일수록 큰 적색편이 값을 나타낸다는 허블의 법칙은 우주 팽창의 근거로 받아 들여지고 있다. 은하가 우리로부터 멀리 떨어져 있을수록, 빛이 은하에서 방출된 후에 우주가 더 많이 팽창했다는 뜻이며, 따라서 빛의 파장이 더 많이 늘어나게 되고, 빛이 더 큰 적색편이를 보이게 된다. 즉, 멀리 떨어져 있는 천체일수록 적색편이 값이 커지고 빛의 파장이 적색으로 치우치며 붉은색을 띤다.
현대 우주 모형에 따르면, 아주 멀리 있는 천체의 적색편이를 측정하면, 천체의 거리와 그 천체가 존재하는 과거 우주의 나이가 결정된다. 아주 멀리 있는 천체들의 거리를 직접 재는 것은 매우 힘들기 때문에, 수백 Mpc 이상 떨어져 있는 천체들의 경우, 그 적색편이를 측정하고, 표준 우주 모형을 적용하면 그 거리를 결정할 수 있다.
천문학에서의 적색편이 > 고적색편이 천체들

최원거리 천체 목록  문서를 참고하십시오.
앞에서 설명한 것처럼, 어떤 천체가 멀리 떨어져 있을수록, 즉 우주가 더 젊었던 시기에 존재할수록, 더 큰 적색편이를 보인다. 따라서 천문학자들은 더욱 큰 적색편이를 갖는 천체들을 발견하기 위해 많은 노력을 기울이고 있다. 가장 큰 적색편이 값들은 주로 밝은 빛을 내는 퀘이사나 감마선 버스트 등에서 발견되고 있다.
현재 가장 신뢰할 수 있는 적색편이는 분광학 데이터에 의한 것으로, 가장 큰 적색편이는 GN-z11 은하에 의한 것인데, z = 11.1의 적색편이를 보여주며 이는 대폭발 이후 4억년에 해당한다. 이보다 작은 적색편이는 UDFy-38135539의 z = 8.6이고 이는 대폭발 이후 6억년에 해당한다. 또한 감마선폭발원(gamma ray burst)인  GRB 090423의 적색편이는  z=8.2이다.
가장 멀리 있는 퀘이사(quasar)는 ULAS J1120+0641로서 적색편이는  z=7.1이다.
퀘이사나 감마선폭발원이 아닌 천체 중 가장 멀리 떨어져 있는 천체는 IOK-1으로  z=6.96에 위치해 있다.
가장 멀리 있는 전파은하는  z=5.2에 있는 TN J0924-2201이다.
가장 멀리 있는 천체 중 일산화탄소 분자(CO)가 관측된 천체는  z=6.42를 가진 SDSS J1148+5251 퀘이사이다.
우주 마이크로파 배경의 적색편이는  z=1089이며 우주의 나이가 대폭발 이후 약 379,000년인 시기에 해당되고, 그 공변거리comoving distance)는 약 460억 광년이다. 이 우주 마이크로파 배경의 적색편이는 전자기파로 볼 수 있는 가장 먼 거리에 해당한다.
아직 발견되지는 않았지만, "제 3 항성 종족"이라고 불리는 우주 최초의 별들은 약  20<z<100에 있을 것으로 예측되고 있다.
빅뱅 이후 약 2초후에 발생했을 것으로 예측되는 우주 중성미자 배경(cosmic neutrino background)은 그 적색편이가  z>10^{10}에 해당한다.
천문학에서의 적색편이 > 적색편이 탐사

이 부분의 본문은 적색편이 탐사입니다.
큰 망원경의 등장과 천문 분광학(astronomical spectroscopy)의 발전 덕분에 근래에 들어 우주 거대구조의 지도를 만드는 '적색편이 탐사'(Redshift Survey)가 활발히 이루어지고 있다. 이러한 적색편이 탐사는 하늘의 일정 부분에 있는 많은 외부은하들의 스펙트럼을 얻고, 그 적색편이를 측정함으로써 은하들이 우주에서 어떻게 분포하는지를 보여주는 작업으로 우주의 지도를 만드는 것에 비견된다. 예를 들어 5억광년의 크기를 가진 만리장성(Great Wall)이라고 불리는 초은하단(supercluster)은 적색편이 탐사를 통해 발견된 최초의 우주 거대구조 중 하나이다.
최초의 적색편이 탐사는 1977년에 시작되어 1982년에 끝난 CfA 적색편이 탐사(CfA Redshift Survey)이다.
2002년에 완료된 2dF 적색편이 탐사는 약 220,000개의 은하들의 적색편이 값을 측정했다.
역사상 가장 큰 규모의 적색편이 탐사는 슬론 디지털 전천 탐사(Sloan Digital Sky Survey, SDSS)로서 2013년 현재에도 진행 중이며 약 2백만개의 천체들의 적색편이를 측정했다. 구경 2.5m의 망원경을 이용한 SDSS는 일반적인 은하들의 경우 약 적색편이가 0.3-0.4 정도까지 측정이 가능했고, 밝은 천체들의 경우 적색편이가 z = 6 이상인 퀘이사들도 발견했다. SDSS는 비교적 가까운 거리의 은하들의 지도를 넓은 영역에 걸쳐 작성한 반면, 켁 망원경을 이용한 DEEP2 적색편이 탐사는 z = 0.7 정도의 거리까지 은하들의 적색편이를 측정했다.
복사 전달이나 광학 효과 때문에 생기는 현상

복사전달(radiative transfer)이나 물리 광학 분야에서 다루어지듯이, 빛이 물질과 상호 작용하고 전파되는 과정에서 빛의 파장 또는 주파수가 변할 수 있다. 이는 기준 좌표계의 변환 때문에 발생하는 적색편이와는 달리, 전파되는 빛(또는 광자)이 물질과 에너지를 주고 받으면서 파장의 변화가 일어난다. 예를 들면, 빛의 산란(scattering) 때문에 파장이 늘어나기도 하고, 전파되고 있는 매질의 굴절률의 바뀌기 때문에 파장이 변하기도 한다. 이러한 현상들을 이를 때 종종 빛이 '적색편이'되었다거나 '청색편이'되었다는 용어를 사용하기도 하지만, 이는 여기서 설명된 적색편이와는 구분되어야 한다.
적색편이는 적색화 현상(reddening)과 혼동되어서는 안 된다. 적색화 현상(천문학에서는 성간적색화)은 파장이 짧은 빛이 파장이 긴 빛보다 쉽게 산란되기 때문에, 광원에서 방출된 여러 파장의 빛 중에서 주로 긴 파장의 빛이 관측자에게 주로 많이 도달하기 때문에 발생한다. 즉 적색편이처럼 광원에서 발생한 모든 스펙트럼 대역의 빛의 파장이 늘어나는 것이 아니라, 짧은 파장의 빛이 더 많이 흡수 또는 산란되어서 광원이 붉게 보이는 현상이다. 즉 광원의 전자기파 스펙트럼 모양이 바뀌는 현상이다. 이러한 적색화 현상의 대표적인 예로서는 해 질 녘 또는 해 뜰 무렵의 노을을 들 수 있다.
같이 보기

중력 퍼텐셜
참고 자료 > 잡지 기사들

Odenwald, S. & Fienberg, RT. 1993; "Galaxy Redshifts Reconsidered" in Sky & Telescope Feb. 2003; pp31–35
Lineweaver, Charles H. and Tamara M. Davis, "Misconceptions about the Big Bang", Scientific American, March 2005.