当火车疾驶经过车站时，站台上的人会觉得火车的汽笛声发生了变化：当火车奔向我们而来时，汽笛声便越来越尖；当火车离我们远去时，汽笛的音调又逐渐降低。1842年，奥地利物理学家多普勒（Christian Doppler，1803—1853）首先阐明造成这种现象的原因。他指出：当火车趋近我们时，每秒钟到达我们耳朵里的声波个数就比火车静止时多，因为这些声波除了从静止声源（汽笛）出发时按正常速度传播外，另外还附加了火车行驶的速度；而当火车离去时，每秒钟传到我们耳中的声波数目要比火车静止时少些，因为这些声波传来的速度变慢了，它等于声源（汽笛）静止时的声速减去列车的速度。总之，汽笛声的音调变化，乃是由于声源的运动使每秒钟撞击我们耳膜的声波数目发生了变化。这种现象，就称为“多普勒效应”。
多普勒列出了声源和观察者之间的相对运动速度同音调的数学关系式。过了两三年，在荷兰有人做了一个奇特的实验，证实这个数学关系式确凿无误。实验过程是这样的：一个火车头拉着一节平板货车以不同的速度来回跑了两天，平板车上的号手们吹奏着各种音调，一些对绝对音高有良好判断力的乐师站在地上，记下列车前来及离去时的音高，结果与按照多普勒的数学公式计算的结果正相符合。
光也是一种波——电磁波，多普勒效应不仅适用于声波，而且同样适用于光波。一个高速运动的光源发出的光，到达我们的眼睛时，波长和频率也发生了变化，也就是说它的颜色会有所改变。多普勒本人就曾指出：恒星的颜色必定会按它接近或远离我们的速度不同而发生不同程度的变化。这种看法原则上显然是无可非议的，可是实际上却不尽然。因为恒星运动的速度要比光速小得多，所以由恒星运动造成的光波波长变化是微乎其微的，它们根本不会导致恒星的颜色发生任何可察觉的变化。
1848年，法国物理学家斐佐（Armand Hippolyte Fizeau，1819—1896）指出：观测光波的多普勒效应，最好的办法乃是测量光谱线位置的微小移动。当恒星趋近我们时，有如火车向我们驶来，这时星光的“光调”也会升高，也就是光波的频率增高，波长变短，于是光谱线往光谱中的紫端（波长较短的一端）移动；反之，当恒星远去时，“光调”降低，频率低了，波长就变长，光谱线便向光谱的红端移动（图64）。天文学家们通过测定光谱线“红移”或“紫移”的程度，便能计算出恒星在观测者的视线方向上趋近或离去的速度，这就是所谓的“视向速度”。
图64 光波的“多普勒效应”原理图。当光源朝向观测者运动时，观测者将发现光波的波长变短，于是光谱线往整个光谱的紫端移动；当光源远离观测者而去时，观测者将发现光波的波长变长，于是光谱线便向光谱的红端移动
1868年，英国天文学家哈金斯（William Huggins，1824—1910）首先测得天狼星正以46.5千米/秒的速度远离我们而去。如今我们知道，天狼星其实是以8千米/秒的速度朝向我们而来，所以哈金斯测得并不准。然而，这毕竟是人类历史上的第一次尝试。因此，哈金斯的工作在天文学史上仍然占有光荣的一席。哈金斯是用照相方法研究天体光谱的一位先驱者，他根据对光谱线的研究查明，存在于地球上的一些元素，同样也存在于恒星上。于是，亚里士多德认为天体由地球上不存在的某种特殊物质组成的观念便宣告终结了。到了1875年，哈金斯已设计出一种拍摄光谱的方法：随着曝光时间的加长，来自恒星或其他暗弱天体的光可以累积起来，过去因为太微弱致使肉眼无法看见的暗淡光谱就能被显影出来。利用照相术还有一个重要的优点，那就是可以将光谱永久地记录下来，待有空的时候再进行测量。1900—1905年，老年的哈金斯担任了英国皇家学会主席。
视向速度可以根据光谱线的位移来确定，而与恒星的距离无关，因此在天文学中极其重要。哪怕是宇宙中最遥远的天体，只要能够获得它们的光谱，就能测出它们的视向速度。与此相反的是，只有对于离我们较近的恒星，才能测出其垂直于视线方向的自行。
1890年，美国天文学家基勒（James Edward Keeler，1857— 1900）测出了大角星（牧夫α）正以6千米/秒的速度朝我们靠拢。这个数字说明当时的测量水平已经很高，如今我们知道大角星正以5千米/秒的视向速度向着我们而来。
利用多普勒效应也可以研究星系的运动。1912年，美国天文学家斯莱弗（Vesto Melvin Slipher，1875—1969）发现，仙女座大星云M31正以约200千米/秒的速度向我们奔驰而来——须知当时尚未弄清它是一个河外天体呢。可是两年以后，当他测出15个星云（后来查明它们其实都是星系）的视向速度后，发现其中竟有13个都在以几百千米每秒的速度远离我们而去，在它们的光谱中，光谱线都有红移。为什么这么多的星系都要“逃离”我们呢？在当时，这确实是一个令人费解的问题。
对星系视向速度的研究在继续进行着。通常，人们用字母z来代表一个天体的“红移量”，或者干脆就简称为“红移”。它可以这样来计算：如果将光谱中处于正常位置（即未移动）的某一光谱线的波长记作λ0，由于存在视向速度而使该光谱线移动到波长为λ的位置上，则波长位移的净大小为两者之差（λ－λ0），红移量z与它们的关系如下：
另一方面，红移z又和视向速度vr成正比，写成公式就是：
其中c是光速，为300 000千米/秒。(1)
1929年，哈勃研究了业已用前述各种方法确定距离的24个星系的红移。结果发现距离越远的星系红移越大；而且，距离和红移之间有着良好的正比关系，这便是著名的“哈勃定律”。哈勃定律既可以用图的形式来表示（图65），也可以写成如下的简单公式：
即
vr＝cz＝H⋅r
其中c是光速，r是星系的距离，z是星系的红移，vr是星系的视向速度。H是一个比例常量，称为“哈勃常量”。哈勃常量要根据大量天文观测来推算，它的具体数值很不容易定准。例如，1974—1976年，美国天文学家桑德奇（Allan Rex Sandage，1926—2010）等人曾采用多种不同的方法，推算得出H＝55千米/秒/百万秒差距。它的意思就是说，河外星系的距离每增加1百万秒差距，它退离我们的视向速度便增加55千米/秒。桑德奇是20世纪很有影响的一位天文学家，他1953年在加州理工学院取得博士学位，导师是著名天文学家巴德。同时，桑德奇又是哈勃的一名研究生助理。1953年哈勃逝世后，桑德奇成为哈勃研究计划的继承人，成就卓著。
图65 哈勃定律。越远的星系退离我们的视向速度就越大，因而其红移也越大
2009年5月，美国国家航空航天局发布新得出的哈勃常量值H＝74.2千米/秒/百万秒差距，其不确定度在5%以内。2013年3月，欧洲空间局又宣布最新推算得出的结果：H＝67.80千米/秒/百万秒差距，误差范围为±0.77千米/秒/百万秒差距。
有了哈勃定律，我们就可以通过拍摄河外星系的光谱，测量出它的光谱线的红移量，进而利用上面的公式求获它的距离了。容易明白，我们可以将一个星系团或星系群中任意一个成员星系的距离看作整个星系团或星系群的距离。这种情况，同前面介绍的把星团或星系中某一成员星的距离视为整个星团或星系的距离是很相似的。
在前文的表5中，已经列出一些较亮星系（不包括本星系群中的星系）的名称、类型、视星等、大小、距离和视向速度。表8再列出一些星系团的概况。
表8 一些星系团的概况
续表
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